© Libro N° 11002. Secretos Del Cosmos. Ronan, Colin. Emancipación. Marzo 18
de 2023
Título original: © Secretos Del Cosmos. Colin Ronan
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SECRETOS DEL COSMOS
Colin Ronan
Secretos Del Cosmos
Colin Ronan
CONTENIDO
1. El tamaño del universo
2. Por qué brillan las estrellas
3. Los instrumentos de que dispone el astrónomo
4. Vida y muerte de las estrellas
5. Algunas teorías sobre el universo
6. El más allá en el espacio
Capítulo 1
El tamaño del universo
Contenido:
§. El Sol y su familia
§. Las distancias de las estrellas
§. La Vía Láctea
§. Más allá de la Vía Láctea
§. El panorama cambiante del universo
§. Por qué estudiamos las estrellas
Todos sentimos gran curiosidad por las cosas que vemos y oímos en el
mundo que nos rodea; continuamente nos formulamos preguntas acerca de ello. A
veces preguntamos por el mero hecho de hacerlo, y nos contentamos con una
respuesta general. Pero cuando estamos profundamente interesados nuestra
actitud es bien distinta. Si la primera contestación no nos satisface
preguntamos más, y si es posible procuramos que se muestre prácticamente la
veracidad de las respuestas que nos han dado, es decir, llevamos a cabo un
estudio científico.
El primer tema que los hombres trataron de esta manera fue la
astronomía, o estudio de las estrellas. Quizá todo empezó por casualidad cuando
los hombres primitivos, cansados después de la caza, dirigieron su mirada al
cielo nocturno y observaron que ciertos grupos de estrellas presentaban
configuraciones sencillas y fáciles de recordar. Con el tiempo, los hombres
empezaron a preguntarse: ¿Por qué vemos algunos grupos de estrellas todo el año
y otros sólo en verano? ¿Por qué parecen moverse de este a oeste del cielo a
medida que avanza la noche? ¿Dónde están durante el día cuando no las podemos
ver? ¿Cómo se explica que un grupo de estrellas que se pone por occidente un
poco antes del amanecer sale de nuevo por oriente al anochecer? ¿Qué distancia
nos separa de las estrellas? ¿Cuál es la causa de su brillo?
Los astrónomos de las civilizaciones primitivas ya intentaron encontrar
respuestas adecuadas para explicar el movimiento de los cuerpos celestes. Pero
hasta pasada la Edad Media no se pusieron de acuerdo sobre el hecho de que
muchos de los movimientos aparentes de los planetas y de las estrellas eran
realmente debidos al movimiento de la Tierra. No se dio una respuesta cierta
sobre la distancia que nos separa de las estrellas hasta los comienzos de la
era industrial. Y sólo en la era atómica los astrónomos han conseguido
determinar con cierta exactitud el origen de la luminosidad estelar.
Esto puede parecer un progreso muy lento, pero debemos recordar que, si
bien los astrónomos primitivos no dieron en seguida con la respuesta correcta a
todas las preguntas, idearon un método para desarrollar sus estudios. Aunque no
encontraron una explicación correcta del porqué las estrellas se mueven tal
como lo hacen, advirtieron el ritmo regular de sus movimientos. Ello les
permitió predecir el aspecto que presentaría el cielo nocturno con varios años
de antelación. Supieron con precisión qué constelaciones saldrían por el este a
la puesta del Sol durante cada estación y emplearon este conocimiento para
confeccionar calendarios aplicables a la agricultura. Miles de años antes de
que inventasen los relojes, los astrónomos ya deducían exactamente la hora del
día por la posición del Sol y por la de las estrellas durante la noche. Fuera
de día o de noche, podían utilizar su conocimiento de los cielos para encontrar
el norte, el sur, el este y el oeste.
En los tiempos más remotos, probablemente los astrónomos no llegaron a
poner gran interés en conocer las distancias entre los cuerpos celestes, en
parte porque sabían que aún era una tarea imposible. Hasta para hallar la
distancia a la Luna, nuestra vecina más cercana, fueron necesarios miles de
años de progreso en matemáticas y geografía. Sólo se pudo intentar después de
que los matemáticos de la antigua Grecia tuvieron un conocimiento bastante
profundo de la geometría y de que
los geógrafos hubieron deducido el tamaño aproximado de la Tierra. Fue
entonces, poco después del año 200 a. C., cuando el astrónomo griego Hiparco
estimó con mucha exactitud la distancia a la Luna, con un error de 1 % respecto
a las determinaciones modernas. Pero averiguar las distancias que nos separan
incluso de las estrellas más próximas era tarea muy difícil, y sólo pudo
realizarse tras otros 2.000 años de progreso de la ciencia.
Una pregunta debió de parecer ridícula a los primeros astrónomos: ¿Por
qué brillan las estrellas? La contestación obvia era que “brillan porque son
luces que arden en el cielo”. Hasta que se inventó la luz eléctrica el hombre
no conoció otra forma de producir luz que prendiendo fuego a las cosas
(antorchas, velas, mechas impregnadas en aceite, o chorros de gas). Puesto que
las estrellas emitían luz, parecía perfectamente natural que también estuvieran
ardiendo. Esta^ sencilla explicación satisfacía a la inmensa mayoría de la
gente hasta hace poco menos de 200 años. Los científicos empezaron entonces a
proponerse ciertas cuestiones peliagudas. A través de manuscritos se sabía que
las estrellas habían estado brillando durante miles de años; ¿por qué, pues, no
se habían apagado como lo hace una lámpara de aceite cuando se le termina el
combustible? Más adelante, con esqueletos hallados en viejas rocas, los
geólogos demostraron que la vida había existido sobre la Tierra durante
centenares de millones de años. Dado que no habrían podido existir sin el calor
y la luz procedentes del Sol, por lo menos éste debía de haber estado brillando
desde entonces. ¿Cómo un “fuego”, aunque fuese tan grande como el Sol, podía
quemar durante tanto tiempo sin llegar a consumirse?
En la actualidad los astrónomos han encontrado una explicación nueva del
porqué brillan las estrellas. Según ellos, el Sol y mirladas de otras estrellas
pueden continuar produciendo calor y luz durante muchos millones de años porque
no se trata de fuegos, sino de centros de reacciones nucleares.
Hubiera sido imposible dar esta explicación dos siglos atrás, pues
todavía no se estaba familiarizado con la teoría atómica, y la palabra átomo
todavía no tenía ningún significado especial. La idea de los átomos fue
sugerida inicialmente por el filósofo griego Demócrito, que vivió entre los
años 460 y 370 a. C. Creía que toda la materia estaba constituida por
partículas tan pequeñas, que era imposible dividirlas a su vez. Aunque la
hipótesis era sugestiva, los “átomos” de Demócrito eran muy distintos a como
los imaginamos hoy. Se hizo muy poco a favor del desarrollo de esta idea hasta
el año 1810, en el cual el inglés John Dalton publicó su teoría atómica.
Los átomos de Dalton no podían observarse: eran, sencillamente, las
partículas más pequeñas que intervenían en una reacción química. No podían
pesarse por separado, pero Dalton opinaba que los pesos relativos de las
diversas sustancias eran debidos a los distintos pesos de los átomos que las
constituían. La teoría atómica llevó consigo una gran exactitud en el estudio
de las reacciones químicas, y desde la época de Dalton dicha teoría se ha
desarrollado en muchos aspectos. Tal teoría es de vital importancia para el
astrónomo en sus investigaciones sobre el universo, ya que sin ella no
comprendería ni por qué brillan las estrellas ni cómo sobreviven. Asimismo no
tendría noción de cómo es la atmósfera de los planetas que giran alrededor del
Sol. Sin la moderna teoría atómica, los astrónomos no habrían realizado el
enorme progreso de estos últimos años.
Por lo tanto, para comprender la astronomía del siglo XX, debemos
estudiar a fondo el átomo y su naturaleza. Pero antes vamos a intentar
orientarnos con respecto al contenido del universo y su extensión, empezando
por el Sol y sus planetas y penetrando luego aún más en el espacio sideral.
§. El Sol y su familia
El Sol es la estrella más próxima a nosotros y está a una distancia de
150 millones de kilómetros. La Tierra da una vuelta alrededor del Sol en un
año, en compañía de muchos otros cuerpos celestes. Algunos de estos astros
pueden observarse a simple vista en el cielo nocturno errando entre las
estrellas. Dichos astros, denominados planetas (de la palabra
griega que significa “errante”), giran alrededor del Sol a diferentes
velocidades y distancias. Algunos son bastante parecidos a la Tierra, y están
constituidos fundamentalmente por rocas y metales, mientras que otros, por el
contrario, contienen posiblemente una elevada proporción de hidrógeno y helio.
Ninguno de ellos puede producir calor y luz por medio de reacciones atómicas,
como las estrellas, y sólo son visibles porque reflejan la luz solar. Los
planetas, por lo tanto, no brillan de la misma manera que las estrellas.
En comparación con las estrellas, todos los planetas son. cuerpos fríos
y están situados en el espacio relativamente cerca de nosotros. El más próximo
al Sol es el planeta Mercurio, que gira alrededor del primero a una distancia
media de 58 millones de kilómetros. Con un diámetro de sólo dos quintas partes
del de la Tierra, es un mundo muy seco que muestra constantemente la misma cara
vuelta hacia el Sol, debido a que el período de rotación sobre su eje es igual
al que tarda en describir su órbita. Por estar más cerca del Sol que la Tierra,
sólo podemos observarlo al atardecer, poco después de ponerse el Sol, o al
amanecer.
Después está el planeta Venus, el cual participa con Mercurio del honor
de ser denominado estrella matutina o vespertina, pues sólo puede ser observado
a la salida o a la puesta del Sol. Girando alrededor del Sol a 108 millones de
kilómetros de distancia, Venus recorre su órbita en siete meses, en comparación
con los otros tres meses que tarda Mercurio.
Comparación de las órbitas de cinco planetas (en negro) con las de ocho
asteroides (en color). Al recorrer sus alargadas trayectorias elípticas,
algunos asteroides pueden llegar a acercarse mucho a la Tierra, Eros a unos 23
millones de kilómetros, Hermes a sólo 750.000 km. Los astrónomos emplean estos
“merodeadores de la Tierra" para efectuar medidas muy exactas de las
distancias dentro del sistema solar.
Esto es debido a que por la gravedad solar un planeta requiere más
tiempo para recorrer su órbita a medida que aumenta la distancia que lo separa
del Sol. Venus muestra muchas cosas en común con la Tierra. Tiene casi el mismo
tamaño y, como ella, presenta estaciones regulares a medida que se traslada
alrededor del Sol. Como los demás planetas, gira también alrededor de su eje,
pero no podemos medir la duración del día venusiano (o su velocidad de
rotación) por estar siempre completamente envuelto por una espesa capa de nubes
que impide ver su superficie, que puede ser tierra firme o, posiblemente, un
enorme océano.
Más lejos del Sol que la Tierra están los restantes planetas del sistema
solar. A una distancia de 228 millones de kilómetros se encuentra Marte, que
presenta un tamaño algo superior al de la mitad de la Tierra y necesita casi
dos años para recorrer su órbita. Al contrario que Venus, Marte tiene sólo una
tenue atmósfera, que nos permite observar la superficie del planeta,
particularmente interesante porque muestra gran cantidad de detalles que
algunos astrónomos atribuyen a la existencia de plantas vivientes.
Aún más lejos del Sol, a una distancia comprendida entre 320 y 480
millones de kilómetros, se encuentra un enjambre de minúsculos “pequeños
planetas". Estos astros, de diámetros que oscilan entre 750 y sólo unos
pocos kilómetros, son demasiado pequeños para poder observarlos a simple vista.
Debido a que algunos tienen órbitas muy alargadas y pueden llegar a estar muy
cerca de nosotros, los astrónomos los utilizan para obtener con mucha exactitud
las distancias dentro del sistema solar. Estos pequeños planetas se denominan
también asteroides, es decir, “parecidos a estrellas”. Vistos
a través del telescopio parecen cabezas de alfiler, como las propias estrellas,
y no discos luminosos como ocurre con los planetas.
El mayor de todos los planetas es Júpiter y su órbita se encuentra más
alejada que las de los asteroides. Este planeta gigante tiene un diámetro once
veces superior al de la Tierra. Si nos fuera posible poner a Júpiter en el
platillo de una balanza, su peso resultaría 300 veces mayor que el de la
Tierra. A simple vista Júpiter se presenta como una estrella brillante, pero a
través del telescopio aparece como un disco cruzado por varias bandas oscuras.
Debido a que estas bandas cambian de posición cada mes, los astrónomos creen
que lo que ellos realmente observan es una atmósfera densa y nubosa. Y esto se
confirma por la rotación de algunos detalles apreciados en las bandas. Tales
detalles se mueven más rápidamente cerca del ecuador del planeta (con un período
de 9 horas y 50 minutos) que cerca de los polos (con un periodo de 9 horas y 56
minutos). Estas distintas velocidades de rotación serían imposibles si la
superficie del planeta fuese sólida.
La distancia de Júpiter al Sol es de 778 millones de kilómetros, o sea
más de cinco veces la distancia de la Tierra al Sol. Saturno, el siguiente
planeta que encontramos, está a 1.430 millones de kilómetros del Sol, casi dos
veces más alejado que Júpiter. Aunque Saturno no es tan grande como Júpiter,
tiene no obstante un diámetro 9 1/2 veces mayor
que el de la Tierra. Al igual que Júpiter, posee una atmósfera que presenta
bandas y nubes, y tarda 10 1/4 horas en girar
sobre su eje. Saturno se distingue de los restantes planetas del sistema solar
en que tiene un sistema de anillos que lo rodean ecuatorialmente. Estos anillos
están constituidos por miríadas de corpúsculos rocosos o de hielo, o quizá por
una combinación de ambos, que giran a su alrededor. Debido a las diferentes
dimensiones de las órbitas de estos corpúsculos, los anillos se extienden desde
1 5.000 hasta 60.000 kilómetros por encima de la atmósfera de nubes. Sin
embargo, a causa de la acción gravitatoria de Saturno, dichas órbitas son tan
coplanarias, que los anillos tienen un espesor de sólo irnos 15 kilómetros. Los
anillos dan a Saturno un aspecto extraño y único.
Los tres restantes planetas del sistema solar (excepto algunas veces
Urano) sólo pueden ser observados mediante un telescopio. Urano, el más cercano
de los tres, se encuentra a 2.870 millones de kilómetros del Sol; Neptuno, el
siguiente, 1.500 millones de kilómetros más lejos, y Plutón, el más alejado,
otros 1.500 millones más allá. A través del telescopio, Urano y Neptuno parecen
presentar superficies nubosas; ambos tienen un diámetro superior al de la
Tierra (Neptuno 3 1/2 veces mayor y Urano casi
3 3/4). Plutón es mucho más pequeño que los otros
dos, casi del mismo tamaño que Marte.
No todas las órbitas de los planetas están situadas en un mismo plano, sino
que forman ciertos ángulos entre sí. Plutón tiene una órbita muy inclinada y
algunas veces se acerca al Sol aún más que el propio Neptuno.
Hasta aquí sólo hemos mencionado los nueve grandes planetas, incluyendo
la Tierra, y los asteroides. Pero la familia del Sol —la totalidad del sistema
solar— es todavía mucho mayor. A través del espacio se desplazan muchos
enjambres de corpúsculos metálicos y rocosos; y la acción gravitatoria del Sol
ha capturado cierto número de ellos, que giran a su alrededor describiendo
órbitas muy alargadas. A lo largo de la mayor parte de su trayectoria son
invisibles y sólo pueden ser observados cuando la Tierra cruza su camino o
cuando se acercan mucho al Sol.
Cuando un enjambre pasa muy cerca del Sol se calienta el gas helado
transportado junto con los corpúsculos rocosos o metálicos. Dicho gas se escapa
y se torna luminoso por efecto de la radiación solar, la cual al propio tiempo
desprende partículas eléctricas que lo lanzan al espacio. A su vez, algunas de
las partículas rocosas reflejan también la luz solar. El resultado de esta
actividad es que el conjunto de corpúsculos puede observarse entonces como una
mancha brillante en el cielo, con los gases que se liberan en el espacio
formando una larga cola luminosa, que a veces se extiende hasta millones de
kilómetros. A tales objetos se les da el nombre de cometas. Pueden
acercarse hasta pocos millones de kilómetros del Sol, mostrando entonces el
otro extremo de su órbita mucho más allá de la del propio Plutón.
Cuando un cometa describe su órbita alrededor del Sol, muchos de los
corpúsculos que lo constituyen se reparten a lo largo de dicha órbita. Algunos
de tales corpúsculos se agrupan gradualmente en enjambres mucho más dispersos.
Entonces ya no son visibles como un cometa, pero pueden observarse cuando la
Tierra los encuentra a su paso y los corpúsculos penetran en la atmósfera
terrestre. Debido a la gran velocidad de desplazamiento (muchos kilómetros por
segundo) se calientan al entrar en contacto con el aire. En consecuencia, estos
fragmentos brillan al propio tiempo que se van quemando, ionizándose el aire
que los rodea y que también se ilumina a su vez.
En cada punto de la trayectoria de uno de estos fragmentos la luz
producida dura solamente una fracción de segundo. Pero a menudo toda la
trayectoria puede ser observada durante un corto intervalo de tiempo, y se
denomina ráfaga meteórica. El fragmento rocoso en sí se conoce
con el nombre de meteorito.
Comparación de la alargada órbita de un cometa con la casi circular de la
Tierra. El calor solar dilata el luminoso gas de un cometa proyectándolo hacia
delante de forma que la cola siempre apunta en sentido contrario al Sol.
Cuando la Tierra atraviesa un enjambre, advertimos en ciertos casos
centenares de meteoritos, y tales “lluvias de estrellas" producen una
visión espectacular. Sin embargo, son demasiado pequeñas para que puedan
observarse, y deben ser registradas por otros métodos que describiremos más
adelante.
Al girar alrededor del Sol, casi todos los grandes planetas son centros
de pequeños sistemas de satélites naturales.
Aunque parece ser que Mercurio, Venus y Plutón carecen de “lunas” —y la
Tierra tiene sólo una—, los restantes planetas poseen un buen número de ellas.
Marte tiene dos pequeños satélites de unos 7,5 y 15 km de diámetro, que
recorren sus órbitas en unas 30 y 71/2 horas,
respectivamente. Júpiter posee 12, cuatro de los cuales son de tamaño parecido
al de nuestra propia Luna y los ocho restantes mucho menores. Tres de estos
últimos muestran un diámetro de sólo 20 km. Saturno tiene 9 satélites, siendo
todos ellos, excepto uno, de tamaño muy inferior al de la Luna. Urano tiene 5 y
Neptuno sólo 2, el mayor de ellos de tamaño parecido al de nuestro satélite.
Aunque la Tierra es el único planeta que posee un solo satélite, éste
parece tener un tamaño desproporcionado en relación con el de la misma Tierra.
¡Algunos astrónomos llegan a considerar el sistema Tierra-Luna como un planeta
doble! Pero no estamos seguros de ello. Muchos astrónomos piensan que la
mayoría de los satélites del sistema solar eran asteroides que fueron
capturados por los grandes planetas miles de millones de años atrás, cuando se
estaba formando todo el sistema.
§. Las distancias de las estrella
En comparación con la inmensidad del espacio, el sistema solar es un
pequeñísimo y compacto conjunto de cuerpos celestes. Pero acostumbrados a
considerar las distancias de nuestro propio planeta, creemos que el sistema
solar es enorme. Ya no nos sorprende cuando nos damos cuenta de que la
distancia de la Tierra al Sol es casi 4.000 veces mayor que la longitud del
ecuador terrestre, y que la distancia desde el Sol hasta Plutón equivale a unas
150.000 vueltas alrededor de nuestro planeta. Tales distancias son tan grandes
y desproporcionadas con relación a nuestra experiencia diaria, que sólo
consiguen confundirnos cuando intentamos expresarlas en kilómetros. Y cuando
hablamos de distancias aún mayores, los números en sí resultan demasiado
grandes para comprenderlos con facilidad. Por esta razón los astrónomos han
tenido que buscar otra unidad de longitud para utilizarla en lugar del
kilómetro. Y la más útil que se ha encontrado hasta el momento ha sido la
velocidad de la luz, que se desplaza a 300.000 km/seg, y recorre la distancia
del Sol a la Tierra en poco menos de ocho minutos y medio, y del Sol a Plutón
en cinco horas y media. Por ello decimos que el Sol está a ocho y medio
minutos-luz de la Tierra, y que Plutón se encuentra a cinco y media horas-luz
del Sol.
Puesto que la distancia del Sol a Plutón es sólo el radio de la
circunferencia del sistema solar, debemos doblar dicha distancia para expresar
su diámetro, 11 horas-luz. Pero como muchos cometas se alejan todavía más que
la propia órbita de Plutón, podemos decir que la totalidad del sistema solar
ocupa por lo menos un espacio de unas 12 horas-luz. Puesto que un viaje
alrededor de la Tierra sólo equivale a un octavo de segundo-luz, podemos darnos
cuenta de la inmensidad del sistema solar según nuestros patrones terrestres.
Y, sin embargo, sólo se trata de un pequeño punto en el espacio sideral.
Representación de la constelación de Perseo según un moderno atlas estelar.
En la actualidad los astrónomos emplean las letras del alfabeto griego
(debajo) para indicar la luminosidad de las estrellas. La más luminosa de cada
constelación se señala con una α, la siguiente con una β, y
así sucesivamente.
La estrella más próxima al Sol está situada no a segundos, minutos y
horas- luz del mismo, sino a una distancia de cuatro y medio años-luz. Cuando
recordamos que en un año hay casi 9.000 horas, nos damos cuenta de que el
diámetro del sistema solar es muy pequeño en comparación con la distancia que
nos separa de la estrella más próxima. Si expresamos ambas distancias en
kilómetros, obtendremos 12.000 millones de kilómetros para el sistema solar y
40 billones de kilómetros para la estrella más próxima (que es precisamente la
alfa de la constelación del Centauro, o α Centauri, visible
sólo para los habitantes del hemisferio sur). Al considerar las distancias de
otras estrellas vemos que cuatro y medio años-luz están sólo “a la vuelta de la
esquina”. Por ejemplo, de entre las estrellas más brillantes que observamos en
el cielo, Sirio está a 9 años-luz y Vega a 26 años-luz; y aun éstas son vecinas
próximas. Arturo se encuentra a 36 años-luz, Capella a 45 años-luz y Aldebarán
a 68 años- luz y todavía no podemos considerarlas lejanas.
Sólo cuando hablamos de estrellas como la Espiga y Antares, a 220 y 520
años-luz, respectivamente, estamos tratando de estrellas realmente lejanas. Sin
embargo, no hemos empezado siquiera a agotar la lista de las estrellas
brillantes. Rigel, de la constelación de Orión, se encuentra a 900 años-luz.
Esto quiere decir que la luz que de ella nos llegó anoche empezó su viaje hace
900 años. El universo estelar es, por lo tanto, mucho mayor de lo que podemos
imaginar cuando casualmente dirigimos nuestra mirada hacia el cielo nocturno.
Hemos visto que los planetas constituyen un compacto grupo que
sistemáticamente se mueve alrededor del Sol. ¿Y qué ocurre con las estrellas?
¿Es posible encontrar cierto sistema u organización dentro .de ellas? ¿Cómo se
mueven, exactamente? ¿Hasta dónde se extienden en el espacio? Preguntas de este
género, que han intrigado a los astrónomos durante miles de años, sólo han
podido contestarse a partir del siglo pasado. Desde luego, los hombres que
vivían en cavernas se dieron cuenta de que las estrellas parecen conservar sus
posiciones relativas. Este hecho permitió a los hombres primitivos agrupar las
estrellas según configuraciones que les recordaban vagamente a los legendarios
héroes y heroínas o a los animales salvajes que conocían. Pero estos grupos, o constelaciones,
sólo presentan tales aspectos al ser vistos por un observador terrestre. No se
trata de grupos de estrellas que estén realmente cerca unas de otras en el
espacio; tan sólo parecen estarlo. Cuando los astrónomos descubrieron que las
estrellas también se mueven y aprendieron a medir las distancias estelares,
empezaron a reconocer cierta organización en el sistema de las estrellas.
§. La Vía Láctea
Los astrónomos saben ahora que el conjunto de estrellas que vemos
durante la noche es parte de un gigantesco sistema. La forma de este sistema
estelar se parece bastante a la de dos platos encarados con sus bordes en
contacto y una especie de abultamiento en su parte central. El sistema solar no
está ni mucho menos cerca del centro de este sistema estelar, sino a unos dos
tercios de él. Las estrellas aparecen concentradas con mayor densidad en la
parte central y en la porción plana situada entre los dos bordes de los
“platos”, esto es, en el plano central. Podemos darnos cuenta de esto al
observar el cielo en una noche clara: una tenue banda luminosa atraviesa el
cielo de un extremo al otro.
Los hombres primitivos ya se dieron cuenta de la presencia de esta banda
luminosa; muchas leyendas tuvieron su origen en ella, conociéndose con el
nombre de Vía Láctea. Tras la invención del telescopio, los
astrónomos observaron que está constituida por gran número de estrellas
individuales, y ahora sabemos que tal conjunto de estrellas representa el plano
central de nuestra Galaxia.
Aunque el sistema solar esté situado cerca del borde de este sistema
estelar, la Vía Láctea se ve atravesando todo el cielo en forma de una banda
rectilínea, tanto al norte como al sur del ecuador, lo cual indica que el
sistema solar se encuentra en el plano central de la Galaxia, de modo que de
cualquier lado que nos volvamos podemos observar esta densa reunión de
estrellas. Cuando miramos hacia el cielo en una dirección distinta a la de la
Vía Láctea, vemos que las estrellas no están ya tan agrupadas; por el
contrario, aparecen muy repartidas por el firmamento. Esto es debido a que
entonces miramos hacia fuera del plano central y a través de la parte menos
densa de la Galaxia. En efecto, la Vía Láctea nos señala en el espacio la
dirección del plano central del sistema de estrellas del cual el Sol es un
miembro más.
Nuestra Galaxia es inmensa en comparación con la magnitud de las
distancias estelares antes mencionadas. Desde la “parte superior a la
inferior" —esto es, a lo largo del diámetro menor de su abultamiento
central— tiene un espesor de 20.000 años-luz. Y desde un borde al otro la
distancia es de 100.000 años-luz. Estos valores no incluyen, sin embargo, la
distancia a ciertas estrellas que se encuentran por encima y por debajo de la
propia Galaxia. Algunas de estas estrellas están solas, pero la mayoría de ellas
constituyen grandes cúmulos estelares. Estos cúmulos (denominados cúmulos
globulares) forman una especie de halo alrededor de la Galaxia. Cada cúmulo lo
forman millares y, a veces, decenas de millares de estrellas agrupadas en forma
de esfera o de globo. El más cercano de ellos se encuentra a unos 20.000
años-luz del sistema solar.
Nuestra Galaxia, por lo tanto, está constituida por un conjunto de
estrellas, la mayor parte de las cuales se encuentra en el plano o en el
abultamiento central, junto con un halo de estrellas individuales y de cúmulos
globulares. En nuestro siglo los astrónomos han demostrado que la Galaxia
contiene además una considerable cantidad de gas y de polvo.
Observado a través del telescopio, parte de este gas y polvo presenta el
aspecto de grandes nubes luminosas nebulosas, de la palabra
latina que significa nube. La más famosa de todas estas nebulosas es la gran
nube gaseosa de la constelación de Orión. A simple vista aparece como un puntúo
luminoso en medio de las tres estrellas que representan la espada de Orión. Pero
aun a través de un pequeño telescopio se convierte en un objeto interesante
para la observación. Las estrellas del cúmulo abierto, denominado las Pléyades,
están rodeadas de polvo iluminado por las mismas. Si barremos el cielo con un
telescopio, descubriremos muchas más nebulosas que las que se aprecian a simple
vista. La propia Vía Láctea contiene gran número de ellas. Por ejemplo,
nebulosas del tipo de las que presenta la Vía Láctea al cruzar Sagitario cubren
regiones que miden centenares de años-luz, y muchas contienen brillantes
estrellas sumergidas en su seno.
En muchas nebulosas gaseosas aparecen surcos y regiones oscuras. La Vía
Láctea también presenta surcos entre las estrellas, como si existieran huecos
en el fondo estrellado. Las regiones oscuras en la Vía Láctea, así como en las
nebulosas gaseosas brillantes, son debidas a gas no luminoso y a polvo. Como
veremos más adelante, los astrónomos pueden distinguir el gas carente de luz
del polvo cósmico, pero aquí consideramos sólo el hecho de que ambos oscurecen
la luz procedente de las estrellas y nebulosas brillantes situadas más allá de
los mismos. Este efecto de cobertura en la Vía Láctea nos impide observar lo
que debe ser una visión grandiosa. Debido al gran número de nebulosas situadas
entre nosotros y el centro de la Galaxia, no podemos ver el brillante y
compacto conjunto estelar que constituye el núcleo de la Galaxia. Nuestros
telescopios registran únicamente aquellas estrellas que están situadas a este
lado de la densa parte central.
A pesar del problema inherente a la presencia del polvo y del gas
oscuro, se ha descubierto que la totalidad de nuestra Galaxia experimenta un
movimiento de rotación. El Sol, que es una estrella bastante común, toma parte
en esta rotación cósmica, arrastrando consigo a la Tierra y a los demás
planetas. Como otras estrellas cercanas, el Sol se mueve a través del espacio a
razón de 240 km/seg, velocidad que permitiría dar la vuelta a la Tierra en poco
más de dos minutos y medio. Aun así, la Galaxia es tan enorme, que el Sol tarda
225 millones de años en completar una revolución. Este inmenso período de
tiempo, denominado año cósmico, cae fuera de nuestro
significado al considerar que hace dos años cósmicos la vida en la Tierra
estaba en sus albores, y hace menos de media centésima de año cósmico que
apareció el hombre.
Todas las estrellas de la Galaxia intervienen en la rotación cósmica,
aunque sus velocidades varían. Las situadas más hacia el centro de la Galaxia
generalmente se mueven con mayor rapidez que las que se encuentran cerca del
borde. Este movimiento alrededor de la Galaxia constituye el principal
desplazamiento de las estrellas, pero cada una presenta a su vez pequeños
movimientos locales. Dicho de otro modo, las estrellas no se mueven alrededor
del centro de la Galaxia como si se tratara de una masa sólida. Es más bien
como si un grupo de personas se dirigiera a tomar el Metro durante las horas
punta; aunque todas van en la misma dirección general, la trayectoria de cada
individuo está constituida por muchos movimientos distintos, hacia la izquierda
y hacia la derecha, a medida que evita el tráfico o a los demás peatones. Lo
mismo sucede con las estrellas de nuestra Galaxia: la dirección general es la
de giro alrededor del denso núcleo central.
§. Más allá de la vía láctea
Como ya hemos visto, nuestro sistema estelar presenta un diámetro de
100.000 años-luz y un espesor de 20.000 años-luz en su densa parte central.
¿Contiene la Galaxia la totalidad del universo, de las estrellas, gas y polvo
que podemos observar? La respuesta es “no”, puesto que los astrónomos han
descubierto que nuestra Galaxia es sólo una entre muchos millones de galaxias.
Estas otras galaxias se extienden por el espacio en todas direcciones, hasta
donde alcanza nuestra vista aun con la ayuda de los más potentes telescopios.
Como la Galaxia, todas ellas contienen estrellas y, posiblemente, planetas, así
como gas y polvo. No obstante, los únicos planetas que hasta ahora hemos
observado han sido sólo los del sistema solar, pero esto no significa que el
Sol sea la única estrella del universo que tenga su sistema planetario.
Significa, exclusivamente, que nuestros telescopios no son aún lo suficiente
potentes para detectar otros planetas, si es que en realidad existen.
Las incontables galaxias que podemos observar están a tal distancia de
nosotros, que aun el diámetro de 100.000 años- luz de nuestra propia Galaxia
empieza a palidecer por su insignificancia. Las galaxias más cercanas son
visibles sólo desde el hemisferio sur. Se conocen con el nombre de Nubes de
Magallanes, así denominadas en recuerdo del gran navegante Fernando de
Magallanes, que fue el primero en tomar nota de su existencia durante su viaje
alrededor del mundo, hace más de 400 años. Las Nubes de Magallanes parecen
trozos desgajados de la Vía Láctea; no obstante, se trata de dos galaxias
independientes, a más de 150.000 años-luz de la nuestra.
Y, sin embargo, las Nubes de Magallanes son vecinas muy próximas con
respecto a la totalidad del universo. Pertenecen al mismo cúmulo de galaxias
que nuestro sistema estelar, al denominado “grupo local”. Este cúmulo contiene
por lo menos 13 galaxias, posiblemente 16. La Galaxia parece estar situada a un
extremo del cúmulo, y cerca del centro se encuentra la única galaxia —aparte
las Nubes de Magallanes— que puede observarse sin telescopio. Dicha galaxia
aparece a simple vista como una mancha luminosa, tenue y nebulosa, en la
constelación de Andrómeda; pero al ser fotografiada mediante un gran telescopio
aparece tan nítida, que pueden verse hasta algunas de sus estrellas
individuales. Esta galaxia de Andrómeda está a casi dos millones de años-luz de
nosotros. La luz que esta noche veremos proveniente de allí empezó su recorrido
mucho antes de que el hombre apareciera sobre la Tierra.
La totalidad del grupo local, que tiene una configuración muy ovalada,
ocupa un volumen tan grande, que es difícil encontrar alguna comparación que
nos permita imaginar su tamaño. No conocemos sus dimensiones con mucha
exactitud, pero parece ser que se extiende sobre una superficie de por lo menos
4,5 millones de años-luz en longitud y la mitad en anchura. Su espesor es del
orden de unos 600.000 años-luz.
Al utilizar telescopios para explorar aún más lejos en el espacio, más
allá de nuestro grupo local, las distancias llegan a ser inimaginables. Otras
galaxias y cúmulos de galaxias, alejados 50 millones y hasta 100 millones de
años-luz, son bastante frecuentes. Los astrónomos saben ahora que las galaxias
pueden observarse tan lejos como sus telescopios pueden profundizar. Con los
más grandes y modernos, equipados con cámaras fotográficas, podemos estudiar
galaxias situadas hasta 3.500 millones de años-luz de distancia.
Durante los últimos veinte años se ha introducido un nuevo método para
“ver” aún más lejos en el espacio: el radiotelescopio. Estos instrumentos sólo
son radiorreceptores muy sensibles con antenas especiales. Su objeto es el de
recibir, no la luz, sino las ondas de radio emitidas por las estrellas y por el
gas interestelar de nuestra propia Galaxia y de las demás galaxias. Con los
radiotelescopios los astrónomos pueden sondear en el espacio con mucha mayor
profundidad que mediante los telescopios ópticos. Estos nuevos instrumentos
ayudan al astrónomo a formarse una idea de la totalidad del universo, un
universo al que no podemos encontrar límites en la actualidad.
§. El panorama cambiante del universo
Nuestra actual visión del universo nos indica que éste se extiende en el
espacio más allá de lo que podemos profundizar con los mayores telescopios
ópticos o con los más modernos radiotelescopios. Creemos que las estrellas son
gigantescos reactores termonucleares. Estamos en condiciones de estudiar la
composición química del gas interestelar y de examinar los gases de las
atmósferas planetarias. En definitiva, la ciencia moderna nos ha suministrado
muchos detalles precisos acerca de la constitución del universo. Pero la visión
que se desprende de todos estos datos, ¿es la definitiva?, ¿no cambiará nunca?
La humanidad ha necesitado muchos centenares de años para construir un
“esquema” del universo, y en su consecución ha tenido que desechar muchas de
sus ideas. Lo cierto es que no podemos asegurar que no cambiará nuestro actual
“esquema” del universo. Es natural que cambie, pero este pensamiento no debe
alarmarnos. Es importante recordar que los primeros astrónomos encontraron
respuestas a muchas de las preguntas que nos formulamos hoy. Aunque no eran las
mismas respuestas que daría un astrónomo moderno, eran satisfactorias;
posiblemente habríamos llegado a las mismas conclusiones si hubiéramos vivido
dos o tres mil años atrás, y no podemos tener la seguridad de cómo serán
consideradas nuestras actuales ideas por los astrónomos que vivan dentro de dos
o tres mil años.
La respuesta a la pregunta de cuál es la forma del universo pareció en
principio muy sencilla. Naturalmente, se trataba de una especie de cúpula con
las estrellas colgando de su interior, porque sólo hay que observar el cielo
nocturno para darse cuenta de ello por uno mismo. Puesto que las distancias
relativas de las estrellas y de los planetas eran desconocidas por los primeros
astrónomos, parecía muy comprensible que todas las estrellas estuvieran fijas
en el interior de una cúpula gigantesca.
Los hombres de Oriente creyeron al principio que la Tierra era plana.
Luego en Fenicia, y durante los primeros tiempos de Grecia, esta idea empezó a
ser discutida. Entonces los hombres de mar emprendían largos viajes al norte y
al sur de las costas atlánticas de Europa y de África, y se dieron cuenta que
desde diferentes latitudes podían observar distintos grupos de estrellas. Al
norte de los trópicos, por ejemplo, veían la estrella Polar, pero no la Cruz
del Sur; por el contrario, al sur de los trópicos veían la Cruz del Sur, pero
no la estrella Polar.
Debido a que miramos los planetas desde la Tierra, parecen desplazarse según
trayectorias onduladas. En noches consecutivas veremos que un planeta se mueve
hacia A, después hacia B, luego vuelve hacia A, antes de proseguir su rotación
en sentido contrario al de las agujas de un reloj.
La gente observó también que durante los eclipses de Luna, que se
producen casi cada año, la sombra de la Tierra sobre la Luna presenta siempre
un borde curvo. Esto demostraba que la Tierra tiene forma redondeada, no plana.
Aunque nadie había dado todavía la vuelta alrededor del mundo, allá por el año
400 a. C. los astrónomos estaban de acuerdo en que nuestro planeta presenta la
forma de un globo.
Las ideas acerca del cielo hablan cambiado algo por estas épocas. Los
astrónomos no estaban ya satisfechos de considerarlo como una gran cúpula. En
cambio, pensaron que las estrellas se encontraban fijas en el interior de una
gran esfera que encerraba a su vez la Tierra. Con la idea de que la Tierra no
era plana, esta hipótesis permitió explicar los movimientos del Sol, de la Luna
y de los planetas.
Ellos sabían que el Sol salía aproximadamente (aunque pocas veces con
exactitud) por el este, se ponía por el oeste y recorría el cielo siguiendo una
trayectoria curva. Concluyeron que el Sol giraba alrededor de la Tierra,
efectuando su viaje una vez cada día. Aunque ahora sabemos que esta idea es
incorrecta, no deja por ello de sernos útil. Cuando los astrónomos calculan el
instante de la salida o de la puesta del Sol, o predicen cuándo se producirá un
eclipse, continúa siendo más sencillo pensar que el Sol gira alrededor de la
Tierra.
Los astrónomos de la antigüedad también creyeron, acertadamente, que la
Luna gira alrededor de la Tierra y que está más cerca de nosotros que el Sol.
Lo comprobaban cada vez que la Luna se interponía entre ellos y el Sol durante
los eclipses.
Los primeros intentos de medición de las distancias a la Luna y al Sol
no fueron muy fructíferos. Pero, por lo menos, confirmaron la idea de que la
Luna se encuentra muchísimo más cerca de nosotros que el Sol. Luego, en el
siglo II a. C., el astrónomo griego Hiparco efectuó un notable cálculo a la
estima de la distancia a la Luna, como ya hemos mencionado. En aquel entonces
los conocimientos sobre la órbita y la distancia de la Luna no eran muy
diferentes de los actuales.
En cuanto a los planetas, ¿qué trayectorias seguían? He aquí un problema
complicado; porque, al contrario del Sol y de la Luna, los planetas no trazan
curvas sencillas al recorrer el cielo. Mercurio y Venus permanecen siempre
cerca del Sol y parecen moverse de uno al otro lado del mismo. En cambio,
Marte, Júpiter y Saturno se desplazan más lentamente, parándose de vez en
cuando, vuelven hacia atrás en parte de su trayectoria y se paran de nuevo
antes de continuar adelante. En resumen, estos planetas parecen moverse a
través del cielo trazando bucles y siguiendo trayectorias curvas. Tratar de
explicar estos movimientos de los planetas de manera satisfactoria fue el mayor
problema que se plantearon los primeros astrónomos. Las estrellas no presentan
tan grandes dificultades. Después de todo, siempre permanecen en las mismas
posiciones relativas y se mueven alrededor de los cielos una sola vez cada día.
Parecía razonable pensar que la esfera a la que están unidas gira alrededor de
la Tierra una vez cada 24 horas.
Gráficos de las trayectorias de cinco planetas.
Pero un sencillo movimiento circular de este tipo no era suficiente para
explicar las trayectorias de los planetas.
Todos opinaban que los planetas debían de girar alrededor de la Tierra
según órbitas circulares, pero además se moverían trazando pequeños círculos;
el círculo grande se denominaba deferente, y los
pequeños, epiciclos. Tal explicación parecía correcta. Tenía
en cuenta los principales movimientos de los planetas y los aparentes bucles de
sus trayectorias. En efecto, el sistema de deferentes y epiciclos pareció tan
bueno, que se consideró correcto desde el año 230 a. C. hasta 1540, o sea un
lapso de más de 1.700 años. Pero hacia el final de aquel periodo el sistema
empezó a flaquear. Al irse haciendo observaciones más numerosas y precisas, las
posiciones de los planetas pudieron determinarse con mayor exactitud. Esto hizo
necesario añadir cada vez más epiciclos, para tener en cuenta los movimientos
irregulares de los planetas. Sin embargo, las bases de la explicación
permanecieron inalteradas.
Tolomeo (hacia el año 150 a. C.) suponía que la Tierra permanecía en reposo
mientras que el Sol giraba a su alrededor. Cada planeta se trasladaba alrededor
de la Tierra según un gran círculo al mismo tiempo que giraba sobre uno más
pequeño.
Los astrónomos de la antigua Grecia y de otras primitivas civilizaciones
también trataron de explicar por qué se mueven los cuerpos celestes, de qué
están constituidos y qué los mantiene colgados en el cielo. En aquellos tiempos
no conocían las leyes de la gravedad y, por lo tanto, tuvieron que buscar otras
explicaciones. En general coincidían en que más allá de la esfera de las
estrellas debía de haber otra esfera. Le dieron el nombre de primum
mobile, o primer móvil, y su rotación suministraba la energía necesaria
para la rotación de la esfera de las estrellas. Ésta movía a su vez la de
Saturno (que entonces era el planeta más lejano entre los conocidos). La esfera
de Saturno movía la de Júpiter y así sucesivamente hasta llegar a la esfera de
la Luna.
La explicación de cómo estaban constituidos los cuerpos celestes era
todavía más sencilla, pero satisfactoria para aquella época. Los astrónomos
suponían lógicamente que el Sol, la Luna, las estrellas y los planetas hablan
sido visibles desde los tiempos más remotos y que siempre habían seguido las
mismas trayectorias.
Los cielos parecían ser inmutables. Luego, todos los cuerpos celestes
debían de ser eternos, y realmente lo son en comparación con la vida de los
seres humanos o aun con la duración de dinastías y civilizaciones. Si eran
eternos, no podían cambiar o alterarse, por lo cual los astrónomos empezaron a
pensar que los cuerpos celestes estaban formados por una sustancia especial,
distinta de las existentes en la Tierra.
Quedaba por resolver una cuestión: ¿Por qué los cuerpos celestes
permanecían en el cielo y no caían sobre la Tierra? Se suponía que todas las
cosas tenían su “lugar propio” en el universo. El lugar propio de las
sustancias pesadas era el centro de la Tierra, lo cual explicaba por qué las
cosas caían hacia abajo; sencillamente, intentaban ocupar el lugar “que les
correspondía” en el universo. En las épocas que precedieron al desarrollo de la
teoría de la gravitación, la anterior era una explicación tan buena como
cualquier otra. Las llamas, por el contrario, ascendían porque el lugar que
“por naturaleza” les correspondía se encontraba encima del aire. Y el Sol, la
Luna, las estrellas y los planetas permanecían en el espacio porque éste era su
lugar “natural”, para el cual habían sido creados.
Todo esto difiere mucho de las ideas actuales. Como veremos en el
capitulo siguiente, sabemos ahora que las estrellas no están hechas de una
sustancia distinta de la que constituye la Tierra. En efecto, cuanto existe en
el universo está formado por la misma clase de átomos que podemos estudiar en
los laboratorios. Sabemos también que esta materia dista mucho de ser
“inmutable” y “eterna”. Este conocimiento de la naturaleza de las estrellas es
totalmente nuevo, logrado en los últimos cien años. Si hubiésemos vivido en los
tiempos de la antigua Grecia, estaríamos completamente satisfechos con el
esquema del universo adoptado entonces por los astrónomos.
Un científico griego llamado Aristarco, que vivió en el siglo II a. C.,
opinaba que la Tierra y los planetas se movían alrededor del Sol, pero no podía
probarlo y por ello muy poca gente quiso creerle. Muchos centenares de años
tuvieron que pasar antes de que se realizaran observaciones de los planetas lo
suficiente exactas para debilitar la idea de que todo giraba alrededor de la
Tierra.
En 1543 el astrónomo polaco Nicolás Copérnico publicó un
libro en que resucitó la idea de que los planetas giran alrededor de un punto
próximo al Sol, y no en torno de la Tierra. No existían aún observaciones que
confirmaran la teoría, pero esta vez la idea fue favorablemente acogida por
otros astrónomos. Aunque el sistema de Copérnico todavía utilizaba deferentes y
epiciclos, simplificó muchísimo los cálculos de las futuras posiciones de los
planetas.
No transcurridos aún cien años después de Copérnico, el astrónomo alemán
Johannes Kepler efectuó una serie de cálculos relativos a la órbita descrita
por Marte. Como resultado, comprobó que podía desecharse todo el sistema de
deferentes y epiciclos. Según descubrió, Marte se mueve alrededor del Sol
siguiendo una trayectoria ovalada denominada elipse; y
seguramente los restantes planetas se mueven de la misma forma, fue la
conclusión final a la que llegó Kepler. Pero nadie sabía por qué los planetas
describen elipses. Hasta 1687 no se encontró la respuesta, cuando el inglés
Isaac Newton descubrió la ley de la gravitación universal. Newton demostró que
la gravedad obliga a los planetas a moverse alrededor del Sol describiendo
círculos o elipses. Por fin se había encontrado una teoría que explicaba los
conocimientos humanos sobre el universo y que demostraba que todos los cuerpos
celestes, cualquiera que sea su posición, se comportan siempre de acuerdo con
las leyes físicas. Se había dado un paso muy importante hacia delante.
Mientras Kepler y Newton elaboraban sus teorías sobre el movimiento de
los planetas, otros astrónomos procuraban mejorar los instrumentos de
observación. En la segunda mitad del siglo XVI el astrónomo danés Tycho Brahe
construyó instrumentos muy precisos y llevó a cabo observaciones mejores que
las de ningún otro anterior a él. Pero el mayor avance se produjo en 1609,
cuando el científico italiano Galileo Galilei utilizó por primera vez el recién
inventado telescopio para observar el cielo. Por fin los astrónomos pudieron
lograr una detallada visión del Sol, la Luna y los planetas. Con esta nueva
visión debieron modificarse muchas ideas. La Luna, por ejemplo, no era un globo
liso, sino que presentaba montañas y valles como los de la Tierra. Además de
ésta, otros planetas tenían sus propias lunas. La superficie solar mostraba a
menudo manchas oscuras que, al irse moviendo, permitían medir la velocidad de
rotación del Sol. Hecho más importante, los astrónomos pudieron ver muchas más
estrellas de las que habían observado a simple vista. Los telescopios mostraban
a los astrónomos que la Vía Láctea no era simplemente una tenue banda luminosa,
sino que estaba constituida por miríadas de estrellas. Gradualmente se fue
ampliando el estudio de la astronomía, y las estrellas, todavía más que los
planetas, fueron objeto del mayor interés.
§. Por qué estudiamos las estrellas
Con la ayuda de los telescopios los astrónomos fueron acumulando
descubrimientos que les condujeron a la elaboración de nuevas teorías, que a su
vez requerían mejores instrumentos astronómicos y más amplias observaciones
para que las nuevas ideas pudieran ser comprobadas. De esta manera la teoría y
la observación se ayudaban constantemente.
He aquí un ejemplo de cómo se ha llevado a cabo esta colaboración.
Kepler habla observado que los planetas describen elipses alrededor del Sol y
la teoría de la gravitación de Newton había demostrado que tales trayectorias
son precisamente las que las leyes de la física requieren. Pero aún no se podía
comprobar mediante la observación el hecho de que nuestro planeta se mueve
realmente alrededor del Sol siguiendo una elipse. Si la Tierra gira alrededor
del Sol dando una vuelta completa cada año, cuando miramos las estrellas
próximas proyectándose sobre otras más alejadas deberíamos observar un pequeño
desplazamiento anual de las mismas.
En el siglo XVIII el astrónomo inglés James Bradley intentó observar
este pequeñísimo desplazamiento. En el curso de sus estudios descubrió que el
eje de la Tierra realiza un movimiento de “cabeceo” en el espacio. Se dio
cuenta de que debía considerar este desplazamiento antes de poder registrar el
de las estrellas cercanas. De lo expuesto cabe destacar que el cabeceo
descubierto por Bradley sólo podía ser explicado con la teoría de la
gravitación de Newton; luego, también aquí una nueva serie de observaciones
ayudaron a confirmar tan importante teoría.
Al proseguir sus observaciones, Bradley notó que una estrella de la
constelación del Dragón (la estrella y Draconis) parecía cambiar de posición
con respecto a las estrellas más lejanas, pero, desgraciadamente, no del modo
que esperaba. Más tarde, en 1727, comprobó que el desplazamiento de esta
estrella, y de otras, ya podía ser explicado. Sin duda alguna, el cambio de
posición observado era debido al movimiento de la Tierra en el espacio.
Por lo tanto, el astrónomo hace sus observaciones y formula sus teorías
que le llevan a efectuar nuevas observaciones, las cuales a su vez le conducen
a nuevas teorías. Y precisamente esto es lo que queríamos decir antes cuando
comentábamos que no podemos tener la completa seguridad de que no cambiará
nuestro “esquema” del universo.
Pero podemos preguntarnos cuál es el propósito de todo esto, y si tiene
alguna importancia el conocimiento del tamaño, la forma, la estructura y los
movimientos de los cuerpos que constituyen el universo.
Aparte la necesidad de saber tales cosas por el mero hecho de
conocerlas, en todas las épocas el hombre ha querido profundizar en ellas para
encontrar respuestas lógicas a preguntas prácticas.
En cierta época del año vemos una estrella cercana en la dirección A. Seis
meses más tarde la Tierra ha recorrido la mitad de su órbita, y observamos
dicha estrella en la dirección B. Puesto que el diámetro de la órbita terrestre
es conocido, podremos calcular la distancia a la estrella si medimos los
ángulos a y b.
En los tiempos prehistóricos, cuando el hombre era nómada y cazador,
debía estudiar las fases de la Luna para poder cazar de noche, y necesitaba un
calendario lunar para establecer las fechas de celebración de sus más
importantes ceremonias religiosas y tribales.
El estudio de la astronomía también fue impulsado por la creencia de que la
vida del hombre venía influida por las posiciones de las estrellas en su
nacimiento. El horóscopo de Tycho Brahe muestra el año, el mes, el día, la hora
y el minuto de su nacimiento.
Miles de años después, cuando el hombre se convirtió en sedentario
agricultor, debía saber las distintas posiciones del Sol naciente y poniente
con respecto al fondo estrellado. Necesitaba estos conocimientos para
confeccionar un calendario estrechamente relacionado con las estaciones del
año, a fin de determinar mejor el momento de plantar sus semillas.
Desde tiempos remotos se había creído que las estrellas influían en el
destino de la humanidad y que el futuro del hombre podía predecirse por la
posición de las mismas en el instante de su nacimiento. Aunque esta creencia no
estaba fundada en la realidad, requería que los astrólogos que realizaban tales
predicciones supiesen muchas cosas del cielo. Por ello los astrólogos antiguos
fueron al propio tiempo buenos astrónomos. Más adelante, las necesidades de la
navegación fueron otro gran incentivo. Los primeros navegantes fenicios y
griegos que se aventuraron hacia el norte y el sur del Atlántico necesitaban
saber su latitud, la cual sólo podían deducir de la observación del Sol y las
estrellas. Desde los tiempos de Colón, cuando los barcos empezaron a surcar los
grandes océanos de este a oeste, los marinos debían tener un conocimiento más
exacto de los cielos para ayudarles a determinar su longitud en el mar. El Real
Observatorio de Greenwich, en Inglaterra, fue fundado en 1676 con el propósito
de “perfeccionar la navegación”. Uno de sus trabajos principales consistió en
efectuar observaciones y en calcular a partir de éstas las futuras posiciones
del Sol, la Luna y las estrellas.
Hoy la astronomía está íntimamente relacionada con otras muchas
ciencias, entre las que destacan la física y la química. Podemos imaginarnos
cómo el astrónomo ayuda a otros científicos si consideramos lo que puede
descubrir de las estrellas. Por una parte, quiere conocer las diversas
sustancias que las constituyen y saber además de qué forma actúa el calor y la
presión sobre tales sustancias. Las temperaturas y las presiones existentes en
las estrellas son tan grandes, que es imposible reproducirlas en un laboratorio
terrestre. El astrónomo debe usar laboratorios celestes, esto es, las propias
estrellas. En éstas puede estudiar el comportamiento de las sustancias que
existen en la Tierra al ser sometidas a condiciones extremas, lo cual amplía
los conocimientos sobre dichas sustancias, importantísimos para todas las ramas
de la ciencia.
Capítulo 2
Por que brillan las estrellas
Contenido:
§. La atmósfera solar
§. La fotosfera y las manchas solares
§. El mundo de los átomos
§. Los rayos que atraviesan el espacio
§. Átomos y radiaciones
§. Los espectros y las estrellas
§. Interpretación de los datos
¿Qué sabemos acerca de las reacciones internas que se producen en las
estrellas? Y, considerando que están situadas a millones de millones de
kilómetros de nosotros, ¿cómo podemos informarnos sobre ellas? Aun observadas
con los mayores telescopios, las estrellas más brillantes del cielo nocturno
aparecen sólo como diminutos puntos de luz, y no en forma de pequeños discos,
como la mayoría de los planetas. Estas cabezas de alfiler no pueden ayudarnos a
saber cómo serían las estrellas observadas de cerca. Y precisamente esto es lo
que querríamos conocer para formarnos una clara idea del porqué brillan las
estrellas.
Por fortuna, hay una estrella lo suficiente próxima a nosotros para
estudiarla con todo detalle: el Sol. Situado sólo a 150 millones de kilómetros,
se encuentra 260 mil veces más cerca que la siguiente estrella y millones de
veces más próxima que la mayoría de las restantes que vemos por la noche. El
Sol presenta además otra ventaja como punto de partida para nuestras
investigaciones. Es una estrella de tipo corriente —ni demasiado grande ni muy
brillante— y, al parecer, de mediana edad. Es, pues, una típica representante
de millones de estrellas, y mucho de lo que aprendemos de ella será aplicable a
las demás.
El Sol tiene un diámetro de 1.391.000 km (unas 109 veces mayor que el de
la Tierra). Por lo menos éste es el diámetro del enorme globo de gas del cual
nos llega la luz solar. La “superficie” brillante, constituida principalmente
por los gases hidrógeno y helio, se encuentra a una temperatura de 6.000º C y
se denomina fotosfera. No obstante, cuando hablamos de la
fotosfera como “superficie” debemos indicar que el globo gaseoso no presenta
una corteza como la superficie sólida de nuestro planeta.
§. La atmósfera solar
Por encima de la fotosfera hay una capa gaseosa algo más iría —a unos
5.000 ºC— cuyo espesor es de unos 500 km. Por razones que veremos más adelante,
se la denomina capa inversora. Está constituida principalmente
por hidrógeno, pero también por pequeñas cantidades de otros elementos, tales
como helio, oxígeno, titanio y hierro. El gas de esta capa inversora tiene muy
poca densidad, siendo su presión de sólo una milésima parte de la del aire de
nuestro planeta al nivel del mar. Podemos considerar dicha capa como la parte
inferior de la atmósfera solar.
Extendiéndose por encima de esta capa inversora, hasta unos 10.000 km de
altura, hay otra capa gaseosa de tinte rosado que se denomina cromosfera, o
esfera coloreada. De ordinario no podemos observarla, pero llega a ser visible
diván te un eclipse total de Sol cuando la Luna tapa completamente la
deslumbrante luz de la fotosfera. Mediante un instrumento denominado
coronógrafo (que produce un eclipse artificial) puede verse también desde
observatorios situados en las cimas de las montañas, tales como el de la
Universidad de Harvard en Climax, Colorado. La cromosfera está constituida por
los mismos gases que encontramos en la capa inversora, si bien contiene más
hidrógeno, y la temperatura es de unos 5.000 ºC, como la de la capa inversora.
La parte superior y más extensa de la atmósfera solar es la corona, así
denominada por la forma en que parece coronar al Sol, con luz perla, durante un
eclipse total. Como la cromosfera, la corona sólo es visible en los eclipses
totales de Sol, o bien mediante el coronógrafo. Aun entonces no es fácil verla,
porque la intensidad de su luz vale sólo la mitad de la producida por la Luna
llena.
La temperatura de la corona es de 1.000.000 ºC, mas para comprender este
valor debemos darnos cuenta de lo que estamos midiendo.
La temperatura de los gases refleja los movimientos de sus átomos y el
que la temperatura de la corona sea muy elevada quiere decir que los átomos de
la misma se mueven a grandes velocidades. Aun así, el gas de la corona no es
“caliente” debido a su pequeña densidad. En una habitación llena de este gas
quedaríamos congelados.
Este diagrama resume lo que los astrónomos han descubierto en cuanto se
refiere a temperaturas en el interior del Sol, en su superficie y en las
principales capas de su atmósfera.
Continúa siendo una incógnita hasta dónde se extiende la corona en el
espacio. La interior, que es más bien amarillenta que de color blanco perla, no
presenta misterio alguno y sabemos que llega hasta unos 1 50.000 km del disco
solar. Es la corona exterior la que nos ofrece algunas dudas. Durante un
eclipse total de Sol puede ser observada y fotografiada, pero su tamaño y su
forma varían de un eclipse a otro. Unas veces es aproximadamente circular,
otras tiene forma ovalada y aun algunas veces aparece bastante irregular. A
menudo se observan largos rayos brillantes —rectilíneos o curvados— que se
extienden por lo menos hasta un millón de kilómetros y quizá dos millones o
más. Sin embargo, durante muchos años los astrónomos han sospechado que esta
distancia aún no llegaba a expresar los límites de la corona exterior.
En los últimos diez años se han realizado estudios especiales sobre la
corona, utilizando radiotelescopios, que han tenido un éxito espectacular. Los
astrónomos saben ahora que la corona exterior se prolonga por lo menos hasta 10
millones de kilómetros en todas direcciones y hasta 40 millones de kilómetros
en la dirección del ecuador solar. No obstante, estos valores aún no son
definitivos. Algún científico ha llegado a sugerir que el delgadísimo borde
exterior de la corona puede extenderse tan lejos del Sol como para llegar a
alcanzar la misma Tierra. Si esto es realmente así, al igual que Mercurio y
Venus nos movemos en una órbita sumergida en el interior de la atmósfera solar.
Tal vez nunca sepamos exactamente dónde termina la corona, pues no
podemos considerar ninguna de las capas de la atmósfera solar con límites
definidos y permanentes. La fotosfera está sumergida en la capa inversora (la
cual ciertos astrónomos no consideran como una capa distinta) y la capa
inversora está sumergida a su vez en la cromosfera. La propia cromosfera, cuyo
aspecto granular recuerda un césped descuidado, tiene ciertamente una parte
exterior que se confunde con la corona; y entre la corona interior y la
exterior no se puede trazar una línea de separación definida. Todo esto ocurre
porque el Sol es una esfera de gas ardiente que no presenta una superficie
sólida que podamos tomar como límite.
§. La fotosfera y las manchas solares
Las diversas capas de la atmósfera solar tienen un gran interés para los
astrónomos, pues también pueden aclarar algo de lo que está ocurriendo en el
interior. Sin embargo, la atmósfera no es capaz de explicarlo todo. Casi toda
la información que poseemos sobre el interior del Sol proviene del estudio de
la fotosfera, la cual muestra muy pocos detalles en la mayoría de fotografías,
a excepción de las grandes manchas oscuras que de vez en cuando parecen
desplazarse en su superficie.
Por fortuna disponemos de métodos más eficaces que las fotografías
ordinarias para saber lo que sucede en la fotosfera. Ahora, mediante globos
sonda y satélites, podemos transportar telescopios equipados con cámaras
fotográficas a grandes alturas sobre la superficie de la Tierra. A altitudes de
más de 25.000 m la atmósfera terrestre es muy transparente, lo cual permite
tomar fotografías excepcionalmente nítidas. Todas estas fotografías a gran
altura revelan que la fotosfera no tiene la superficie lisa y tranquila que
muestran las fotos ordinarias. Por el contrario, se observa una superficie
granular que recuerda una capa de granos de arroz en continuo movimiento.
La razón de esto estriba en que la fotosfera es una masa hirviente de
densos gases calientes. Cuando las bolsas de gas que se encuentran en el
interior de la fotosfera aumentan de temperatura con respecto al gas que las
rodea “salen burbujeando” hacia la superficie, fulguran un instante a la vez
que se enfrían, y luego se hunden de nuevo para dejar sitio a otras bolsas
calientes que están subiendo. Es este fenómeno de ascenso y descenso el que da
a la fotosfera su característico aspecto.
Aunque la fotosfera aparece extraordinariamente brillante, a menudo está
salpicada por lunares oscuros denominados manchas solares. Galileo y Cristóbal
Scheiner iniciaron un estudio detallado de las manchas solares poco después de
la invención del telescopio en 1609. Observaron que las manchas presentan una
región central negra llamada núcleo rodeada de una zona gris
denominada penumbra. No obstante, la penumbra es aún más
oscura que la superficie brillante de la fotosfera que la circunda.
Posteriormente los astrónomos se dieron cuenta de que cada 11 años aumenta el
número de manchas solares desde unas pocas hasta varios centenares, y luego de
nuevo disminuye.
Aunque el estudio de las manchas solares se viene efectuando desde hace
ya más de tres siglos y medio, hasta hace unos 10 años aún subsistía cierto
misterio en tomo a éstas y todavía hoy día los astrónomos tienen que aprender
mucho acerca del origen de las mismas. Galileo se dio cuenta en seguida de que
necesitaba algo que explicara su presencia, ya que una vez descubiertas, los
hombres tuvieron que rehacer sus ideas sobre el Sol. Los antiguos griegos
creían que el Sol era algo perfecto, inmaculado. Pero Galileo descubrió sus
manchas o “defectos”, dándose cuenta de su aparición y desaparición y
demostrando claramente que el Sol no es inmutable.
Algunos astrónomos trataron luego de encontrar explicaciones para estas
manchas solares. Varios creyeron que se trataba de sombras y denominaron a la
porción central oscura “timbra” o sombra y al borde grisáceo “penumbra”, o
sombra parcial. Otros pensaron que las zonas oscuras eran enormes rocas que
emergían de un mar fuertemente iluminado, y que los bordes grisáceos eran
playas arenosas; otra teoría suponía incluso que las manchas solares eran
simples volcanes. Todas estas ideas eran equivocadas.
Mapa según el sistema de Copérnico, obra de Cellarius.
Ahora sabemos que las manchas se desplazan sobre el disco solar a medida
que el Sol gira alrededor de su eje en unos 2 a 5 días. A medida que una mancha
se acerca al borde del disco solar o limbo, parece como si “la apretasen” cada
vez más y se estrechase, y cuando pasa por el mismo borde se advierte que se
trata de una auténtica depresión. Esto indica que las manchas solares, donde
quiera que estén, son huecos de la fotosfera.
El planeta Júpiter.
El planeta Saturno.
Si observamos las manchas cuando se encuentran en la parte central del
disco solar notamos que aun en las regiones más oscuras de la mancha se
producen luz y otras radiaciones; por lo tanto, no son oscuras realmente. Sólo
aparecen así en comparación con la intensa luminosidad de la fotosfera que las
rodea.
El planeta Marte.
Sabemos en la actualidad que las manchas solares son enormes remolinos
gaseosos con profundas “raíces” en la fotosfera. Algunos astrónomos creen que
son debidas a una circulación de gases por debajo de la fotosfera y que dicha
circulación tiene lugar a lo largo de una especie de remolinos toroidales.
Cuando la materia que se desplaza alcanza la fotosfera se pone de manifiesto en
la forma de manchas: enormes huecos que irradian luz visible y otras clases de
radiaciones. Con un radiotelescopio podemos “oír” las perturbaciones producidas
en la cromosfera situada encima de las manchas, y que son mucho más intensas
que las que normalmente nos envían las regiones “tranquilas” del Sol.
Los telescopios ópticos demuestran que las manchas solares están
íntimamente relacionadas con las protuberancias y las fulguraciones. Las
protuberancias, con aspecto de llamas, son grandiosas masas de gas caliente,
generalmente hidrógeno, que se proyectan centenares de miles de kilómetros por
encima de la fotosfera. No son llamas, pues las llamas son gases calientes
producidos por la combustión de sustancias, y no hay tal combustión en el Sol.
Por alguna razón que aún no comprendemos totalmente, las fulguraciones solares
tienen lugar cuando la actividad magnética varía súbitamente en los alrededores
de una mancha. Cuando esto sucede, la energía producida por tal actividad
obliga de algún modo a que innumerables partículas cargadas eléctricamente sean
disparadas desde el Sol.
La energía engendrada por esta actividad solar es enorme. Podemos
formarnos una idea observando sus efectos sobre la Tierra. Por ejemplo, las
manchas solares originan cambios del tiempo atmosférico en extensas regiones.
Al principio y al final de cada período undecenal, cuando hay pocas manchas,
generalmente tenemos un tiempo estable; hacia la mitad de dicho período, cuando
hay una gran cantidad de ellas, debemos esperar grandes variaciones en las
condiciones climatológicas.
Las fulguraciones solares producen efectos más espectaculares. Muchas de
las partículas cargadas eléctricamente que son expulsadas del Sol quedan
aprisionadas en las capas superiores de la atmósfera terrestre, donde se
desplazan entre los polos Norte y Sur a elevadas velocidades. En las regiones
árticas y antárticas determinan la aparición de las hermosas cortinas
coloreadas que denominamos auroras polares, mientras que producen “tempestades”
magnéticas en todo el mundo. Al incidir en la capa atmosférica que refleja las
ondas cortas de la radio —capa denominada ionosfera— pueden
producirse también perturbaciones radiofónicas.
Cualquiera que sea la apariencia del Sol que podamos imaginarnos —ya sea
en calma o bien particularmente activo- no puede dejar de impresionarnos la
colosal energía que éste encierra. La misma fotosfera, con una superficie de
unos cuatro billones de kilómetros cuadrados, irradia constantemente luz y
calor y toda clase de ondas radioeléctricas. Mientras que las manchas solares
producen una intensa emisión de radiaciones ultravioletas y de otros tipos, las
protuberancias contienen tal cantidad de calor que los más potentes altos
hornos no pueden compararse con ellas. Y esta enorme producción de energía dura
ya desde hace miles de millones de años.
Ningún proceso químico ordinario, tal como la combustión, puede llegar a
engendrar energía en tan gran cantidad. Para encontrar la razón por la cual el
Sol continúa en actividad, debemos buscar una explicación en el campo de las
reacciones atómicas que tienen lugar muy en el interior del globo solar, donde
la temperatura puede llegar a ser de hasta 20 millones de grados. ¿Pero cómo
podemos hacerlo si somos incapaces de ver más allá de la densa fotosfera, que
sólo permite el paso de una pequeña fracción de la radiación interior. Para
saber qué reacciones atómicas tienen lugar precisamente dentro del Sol debemos
conocer tres extremos:
1.
qué clase de átomos existen allí;
2.
cómo se comportan dichos átomos bajo
condiciones variables de temperatura y presión;
3.
cuáles son estas condiciones de
temperatura y presión en el interior del Sol.
La reunión de estos datos es de la mayor importancia para la astrofísica, ciencia
que trata de la naturaleza física y química del universo. Pero, antes de ver
cómo trabaja el astrofísico, debemos considerar lo que acerca de los átomos han
aprendido otros científicos.
§. El mundo de los átomos
La teoría atómica que el científico inglés John Dalton desarrolló hace
siglo y medio se basaba en dos puntos fundamentales. El primero establecía que
todas las sustancias están constituidas por átomos, las más pequeñas porciones
de materia que pueden existir. El segundo suponía que todos los elementos
químicos difieren en su peso porque están constituidos por distintas clases de
átomos: los elementos muy ligeros, tales como el hidrógeno y el helio, tienen
átomos de muy poco peso, mientras que los- elementos pesados, como el mercurio
y el plomo, están formados por átomos de peso elevado.
Esta teoría permitió a los científicos explicar muchas de las cosas del
mundo que les rodeaba con mayor claridad de lo que hasta entonces lo habían
logrado. La teoría de Dalton continúa siendo útil aún hoy. Pero al efectuarse
más experiencias científicas y adquirirse nuevos conocimientos, ciertas partes
de la teoría debieron ser descartadas. Pronto resultó evidente que el
átomo no es la partícula material de menores dimensiones. En
efecto, cada átomo está constituido a su vez por un conjunto de partículas más
pequeñas, y unos átomos son más pesados que otros porque contienen mayor número
de dichas partículas.
En el presente siglo se han acrecentado enormemente nuestros
conocimientos sobre los átomos. Los físicos y los químicos han considerado útil
imaginar “esquemas” de los átomos, que se materializan en forma de modelos.
Tales modelos nos dan una idea bastante buena de cómo están constituidos y de
cuál es su comportamiento.
Para empezar, podemos considerar que un átomo tiene una pesada parte
central, el núcleo, con una carga eléctrica positiva.
Alrededor del núcleo giran uno o más electrones con una carga eléctrica
negativa cada uno.
Dentro del núcleo hay a su vez dos clases de partículas: los protones y
los neutrones. Los protones tienen una carga eléctrica
positiva, mientras que los neutrones no tienen ninguna.
La radiación del Sol y de las estrellas es debida a reacciones atómicas, y
los átomos que intervienen son los mismos de la Tierra. Estos diagramas
muestran la constitución de los átomos de los tres elementos más ligeros.
Estas tres clases de partículas —electrones, protones y neutrones— son
las más importantes que debemos considerar, aunque actualmente se conocen más
de una docena de otras clases.
En cada átomo normal, el número de electrones es exactamente igual al
número de protones de su núcleo. Puesto que los protones llevan una carga
positiva y los electrones una carga negativa, de ello se desprende que un átomo
normal es eléctricamente neutro. Pero no ocurre así en todos los átomos. En
condiciones extremas de calor o de presión algunos electrones pueden ser
arrancados del átomo, dejando a éste cargado positivamente.
La diferenciación química entre los átomos de los
distintos elementos se establece por el número de electrones y de protones que
contienen. Pero, dado que normalmente es el mismo el número de electrones que
el de protones, basta considerar el de estos últimos. El átomo de hidrógeno
tiene un solo protón, el de helio dos y el de litio tres. El uranio, con 92
protones, es el mayor de los átomos que en forma natural existen sobre la
Tierra, pero hay unos cuantos todavía mayores que pueden ser producidos artificialmente
en el laboratorio.
La diferencia de peso entre un átomo y otro depende del
número total de protones y neutrones del núcleo. El átomo normal de hidrógeno
con un solo protón y sin neutrones, es el más ligero de todos. Después está el
helio, con dos protones y dos neutrones; luego el litio con tres protones y
cuatro neutrones. El átomo de uranio-238, con 92 protones y 146 neutrones, es
el más pesado de todos.
Por lo tanto, las propiedades químicas de un átomo dependen del número
de protones que contiene, mientras que su peso depende de la suma de los
números de protones y de neutrones. ¿Es posible que dos átomos tengan las
mismas propiedades químicas pero difieran en su peso? La respuesta es sí.
Aunque el átomo de hidrógeno ordinario tiene un solo protón y ningún
neutrón, un tipo mucho más raro de átomos de dicho elemento, el denominado
deuterio, tiene un protón y un neutrón. Ambos poseen las mismas propiedades
químicas, pero el deuterio pesa el doble que el hidrógeno ordinario. Los átomos
de igual número de protones pero distinto número de neutrones se
denominan isótopos del mismo elemento.
Las propiedades químicas de un átomo dependen del número de protones que
contiene. Su peso depende del total de protones y de neutrones. Estos dos
átomos son químicamente iguales, pero el átomo de deuterio (derecha) pesa el
doble que el de hidrógeno (izquierda).
El hecho de que dos átomos de un mismo elemento puedan diferenciarse en
su peso quiere decir que el número de un átomo no es inalterable. Pierre y
Marie Curie descubrieron qué cambios de este tipo tienen lugar constantemente
en el radio. Según un proceso natural de “envejecimiento”, los átomos de radio
liberan partículas a la vez que van perdiendo peso. Trabajos posteriores
demostraron que cambios parecidos ocurren en otros 10 elementos pesados que se
encuentran en la naturaleza. Poco después de la primera guerra mundial, Sir
John Cockcroft y Ernest Walton en el laboratorio consiguieron romper un átomo
por medios artificiales.
El núcleo de un átomo pesado puede ser roto bombardeándolo con
partículas subatómicas que se desplacen a elevadas velocidades. Debido a este
fraccionamiento, el átomo primitivo se convierte en dos átomos de sustancias
más livianas. Los dos átomos ligeros tienen juntos la misma cantidad de materia
que el pesado átomo primitivo —casi, pero no completamente—, En algún momento
del proceso —denominado fisión— se pierde una pequeñísima
cantidad de materia. Lo que sucede es que algunas partículas atómicas dejan de
existir como materia y se transforman en energía radiante. De esta forma se
produce la energía en la bomba atómica.
Pero hay otra clase de proceso —fusión— en el que los
núcleos de dos átomos ligeros se combinan para constituir el núcleo de un átomo
más pesado; ahora los átomos ligeros se rompen y dan lugar a un solo núcleo
pesado. Aquí se ha “perdido” cierta cantidad de materia después de la reacción,
y también dicha materia se ha transformado en energía radiante. Por este
proceso se obtiene la enorme potencia de la bomba de hidrógeno y esto ocurre
también en las profundidades del Sol.
§. Los rayos que atraviesan el espacio
Cuanto sabemos sobre el Sol y las demás estrellas lo hemos aprendido de
las distintas clases de radiaciones que éstas nos envían —ondas
radioeléctricas, calor, luz, rayos X, etc.—; y todas estas radiaciones son
producidas por los átomos. Si podemos encontrar la relación existente entre
átomos y radiaciones estaremos mucho más cerca de la respuesta a la pregunta:
¿Por qué brillan las estrellas?
Todas las radiaciones mencionadas tienen dos cosas en común: recorren el
espacio a la misma velocidad —unos 300.000 km/seg— y son influidas por campos
eléctricos y magnéticos, por lo cual se las denomina radiaciones electromagnéticas.
Ninguna de estas radiaciones puede ser “vista” en el sentido de que los
científicos puedan coger y examinar un “trozo" de luz, o bien poner una
onda radioeléctrica bajo el microscopio. Pero pueden observar los efectos de
estas radiaciones; efectos a los que denominamos luz, ondas radioeléctricas,
rayos X, o lo que sea. Algunas experiencias muestran que las radiaciones se
comportan como si estuviesen constituidas por diminutas partículas, demasiado
pequeñas para poder ser vistas. Otras también indican que las radiaciones
actúan como si no fuesen más que un conjunto de ondas. Por lo tanto, lo mejor
es imaginar que una radiación electromagnética está formada por diminutas
porciones de energía (denominadas cuantos), cada una de las cuales
se comporta como un “paquete” de ondas.
Cada clase de radiación sólo difiere de las demás en la longitud de sus
ondas. Por ejemplo, las ondas radioeléctricas y las luminosas son dos formas de
radiación electromagnética que se desplazan a la misma velocidad. Además, las
dos contienen energía transformable en trabajo: la luz actuando sobre una
célula fotoeléctrica y las ondas radioeléctricas excitando los átomos de una
antena de radio. La diferencia fundamental entre ambas estriba en que las ondas
radioeléctricas son millones de veces más largas que las luminosas.
Las ondas más cortas se denominan rayos cósmicos. Se
producen cuando los átomos de la atmósfera terrestre son bombardeados por
partículas de alta velocidad procedentes del espacio exterior. No conocemos
bien el origen de dichas partículas de tan alta velocidad, pero sabemos que
algunas proceden del Sol directamente. La longitud de onda de los rayos
cósmicos es menor que 0,0000000005 cm.
Las radiaciones que les siguen, de mayor longitud de onda, son los rayos
gamma, que varían entre 0,0000000005 cm y 0,0000004 cm: Son
engendrados en las profundidades del Sol y de otras estrellas y enviados al
espacio; pero, como los rayos cósmicos, no llegan a la superficie de la Tierra
porque la atmósfera nos protege de ellos. Tal cuestión es muy interesante, pues
las radiaciones de muy pequeña longitud de onda pueden dañar los tejidos vivos
—y cuanto más cortas son las ondas tanto más nocivas son sus radiaciones.
Los rayos X, cuyas ondas pueden llegar a ser hasta mil
veces mayores que las de los rayos gamma, son también peligrosos para los
tejidos vivos. Afortunadamente, la atmósfera terrestre también nos resguarda de
estos rayos. Sabemos, no obstante, que son producidos por el Sol, pues, desde
hace poco, cámaras fotográficas transportadas por cohetes fotografían el Sol
utilizando exclusivamente sus rayos X.
La atmósfera terrestre impide también la llegada de un elevado
porcentaje de la radiación ultravioleta que nos envía el Sol.
Estos rayos tienen una longitud de onda comprendida entre 0,000001 cm y 0,00004
cm. Solamente los más largos y menos peligrosos de estos rayos pueden atravesar
la atmósfera y llegar hasta la superficie de la Tierra, pero aun éstos son
capaces de producir las llamadas “quemaduras del sol”, y una prolongada
exposición a estos rayos puede ser peligrosa si no se toman las debidas
precauciones.
Ultravioleta significa simplemente “más allá del violeta”, y cuando la
longitud de onda es algo superior empezamos a considerar rayos que podemos
percibir con nuestra vista. Los menores, con una longitud de onda de unos
0,00004 cm, producen luz violeta. Después encontramos la luz azul (de longitud
de onda algo superior), luego verde (más larga aún), amarilla y, finalmente,
roja, que es la originada por los rayos visibles de mayor longitud de onda con
una magnitud de hasta 0,00008 cm.
Más allá de este valor encontramos un amplio margen de longitudes de
onda demasiado largas para que pueda registrarlas nuestra retina. Aquí entramos
en la región por debajo del rojo, el infrarrojo. Aunque no
podemos ver los rayos infrarrojos del Sol y de las estrellas, notamos los más
cortos en forma de calor. Y cuando se trata de los de mayor longitud de onda
nos estamos acercando a las primeras longitudes que pueden registrar los
receptores de radio. El conjunto de las longitudes de ondas radioeléctricas se
extiende desde poco menos de 1 mm hasta más de 2.000 m, pero sólo una pequeña
fracción de ellas puede atravesar la atmósfera terrestre. Están comprendidas
entre los 4 1/2 mm y los 10 m.
El conjunto constituido por todas las ondas reseñadas, desde las más
cortas de los rayos cósmicos hasta las más largas ondas radioeléctricas, se
denomina espectro electromagnético. Este comprende toda la
energía radiante que los átomos pueden emitir o absorber. Veamos, a
continuación, cómo sucede esto.
Un electrón puede moverse alrededor del núcleo según distintas órbitas. Al
saltar de una órbita a otra interior emite radiación, cuya longitud de onda
depende de la magnitud del salto. En cada átomo sus electrones sólo pueden
efectuar unos determinados saltos, por lo tanto, produce longitudes de onda que
le singularizan.
§. Átomos y radiaciones
Ya hemos visto que los átomos están constituidos por un núcleo y por un
cierto número de electrones girando a su alrededor, y también que el átomo de
hidrógeno, el más sencillo de todos, tiene sólo un electrón. Si no hacemos nada
para aumentar la energía del átomo de hidrógeno, como sería calentarlo
fuertemente, su electrón continúa siempre en la misma órbita. Pero el electrón
del hidrógeno (como todos los electrones) reaccionará a una cierta longitud de
onda, perfectamente determinada. Así, si agregamos la precisa cantidad de
energía —es decir, si excitamos el átomo con la energía correspondiente a la
longitud de onda requerida— el electrón saltará a una órbita más exterior.
Cuando esto ocurra, el átomo absorberá una cierta cantidad de energía,
correspondiente a una determinada longitud de onda. Poco después, cuando la
energía haya sido absorbida, el electrón caerá de nuevo en su órbita primitiva.
Cuando esto suceda el átomo devolverá exactamente la misma cantidad de energía
que recibió y exactamente con la misma longitud de onda.
El electrón del átomo de hidrógeno puede moverse alrededor del núcleo
según cuatro órbitas distintas, por lo tanto puede realizar diversos saltos.
Por ejemplo, de la órbita 1 puede saltar a la órbita 2, a la 3, o a la 4; de la
órbita 2 puede saltar a la 3, o a la 4, y así sucesivamente. Cada salto
distinto hacia el exterior absorbe ondas de distinta longitud, mientras que los
distintos saltos hacia el interior producen ondas de distinta longitud.
Puesto que los electrones efectúan solamente un limitado número de
saltos distintos, el átomo de hidrógeno podrá absorber o emitir sólo un contado
número de longitudes de onda. Éste resulta ser uno de los más importantes
indicios para ayudar al astrofísico a comprender lo que sucede en el interior
de las estrellas; he aquí la razón: el hidrógeno, el níquel, el cromo, el
calcio —cada elemento en particular— tiene su campo específico de longitudes de
onda y nunca dos de estos campos son exactamente iguales. Por lo tanto si el
astrónomo observa el tipo de longitudes de onda que una cierta clase de átomos
produce o absorbe, sabrá en seguida si se trata de un átomo de hidrógeno, de
carbono, de calcio, etc.
El conjunto característico de longitudes de onda que un átomo produce se
llama espectro de dicho átomo. Por esto en astrofísica se
habla de los espectros del hidrógeno, del oxígeno, o del carbono. El espectro
identifica al átomo lo mismo que las impresiones dactilares nos identifican a
cada uno de nosotros.
Si un detective tiene la suerte de encontrar una serie de huellas
dactilares, no sólo puede identificar la persona que las dejó, sino que es
capaz de descubrir algo más. Por ejemplo, si las impresiones revelan trazas de
polvo y aceite puede llegar a deducir que se trata de alguien que ha estado
manipulando un motor de automóvil. El astrofísico puede utilizar el espectro de
un átomo de forma parecida. Un tipo de variación del modelo exacto que él había
esperado puede decirle que el átomo está muy caliente; otro tipo de variación
puede indicarle que el átomo se encuentra en un fuerte campo magnético; y aun
otro puede determinar si el átomo se acerca o se aleja. Pero, ¿cómo es posible,
nos preguntamos, que un astrofísico obtenga las “huellas dactilares” de átomos
situados a millones de kilómetros de nosotros?
§. Los espectros y las estrellas
Desde luego, no puede utilizar todas las longitudes de onda del espectro
electromagnético. Como vimos anteriormente, la atmósfera absorbe las ondas muy
cortas y muy largas. Por lo tanto el astrofísico debe limitarse a cierto
intervalo de longitudes de ondas luminosas, aunque también puede obtener muchos
datos de las ondas radioeléctricas.
La luz procedente de cada estrella es originada por incontable número de
átomos; unos producen una determinada longitud de onda, y otros, otra distinta.
Por consiguiente, el astrofísico necesita un instrumento capaz de descomponer
la luz con exactitud en sus diferentes longitudes de onda, o sea en colores.
Una forma de conseguirlo es haciendo pasar la luz procedente de una estrella a
través de un prisma de cristal. Pero, un solo prisma separa muy poco los
colores, no siendo en realidad suficiente para suministrarnos todos los
resultados que necesitamos.
Debemos descomponer la luz en miles de colores o de longitudes de onda
diferentes, y para conseguirlo se precisan instrumentos especiales. Algunos de
ellos, incluyendo el espectroscopio y el espectrógrafo, se describen más
adelante.
Cuando la luz de una estrella incide en el ocular de un telescopio, pasa
a través de una delgada rendija antes de llegar al instrumento que la
descompone en los distintos colores. Cada color aparece como una estrecha raya,
pues cada uno de ellos ha sido enmarcado por la delgada rendija. Desde el punto
de vista del astrofísico, una de las cuestiones más importantes es que para
cada color en particular la raya se proyecta en un lugar determinado y no en
otro cualquiera. El conjunto completo de rayas —denominado espectro de la
estrella— puede ser fotografiado y medida la posición exacta de las rayas. De
esta manera el astrofísico conoce la clase de átomos que precisamente contiene
una estrella. Por este método ha sabido que el Sol y todas las demás estrellas que
vemos brillar en el firmamento están constituidos precisamente por la misma
clase de átomos que encontramos en la Tierra.
Pero el astrofísico no se conforma con saber cuáles son las diversas
clases de átomos presentes en una estrella; también quiere conocer las
proporciones relativas de cada sustancia.
Por ejemplo, si las rayas espectrales indican que una estrella contiene
simultáneamente hidrógeno y oxígeno, quiere saber cuál es más abundante y en
qué proporción. Puede conocerlo midiendo la intensidad de las distintas rayas.
Supongamos que hay i o veces más de hidrógeno que de oxígeno en una estrella;
deberíamos esperar, por lo tanto, que llegasen más radiaciones de los átomos de
hidrógeno que de los de oxígeno, lo cual se traduce en que el hidrógeno debería
producir rayas más intensas que el oxígeno. Y esto es lo que sucede en la
realidad. Así, al medir la intensidad de las rayas, el astrofísico puede
deducir que el hidrógeno es i o veces más abundante que el oxígeno, pero no
puede asegurar cuántas toneladas de cada gas contiene la estrella en cuestión.
La medición de la intensidad de las rayas espectrales indica al
astrónomo la composición de las capas superficiales del Sol y de otras
estrellas. Así se sabe que el Sol contiene 10 veces más hidrógeno que helio.
Los científicos saben también que estas dos sustancias son conjuntamente unas
mil veces más abundantes que la totalidad de los restantes elementos. Las capas
superficiales de las estrellas varían considerablemente de unas a otras, pero
en un gran número de ellas el hidrógeno y el helio son los principales
constituyentes.
El espectro de una estrella todavía puede indicarnos más cosas sobre la
misma. Al estudiar las rayas espectrales con el microscopio, el astrofísico
puede saber si es muy caliente la superficie de una estrella, si existe un
intenso campo magnético o eléctrico a su alrededor, o si los átomos se
encuentran concentrados con una gran densidad o dispersos según tenues
envolventes.
Veamos primero cómo las rayas espectrales nos informan sobre la
temperatura de las estrellas. Si la superficie de una estrella está muy
caliente, parte de los átomos de dicha superficie habrá perdido uno o más de
sus electrones; estarán ionizados, como dicen los científicos.
Y cuanto más elevada sea su temperatura, mayor número de átomos estarán
ionizados. La radiación de un átomo ionizado se reconoce por el hecho de ser
particularmente intensas algunas de sus rayas. Por lo tanto, si algunas de las
rayas son más brillantes deducimos con bastante seguridad que la superficie de
la estrella está muy caliente.
Pero con esto debemos ser muy precavidos. Supongamos que estamos
intentando saber algo sobre dos estrellas que se encuentran a la misma
temperatura. En una de ellas los átomos del gas están sometidos a una elevada
presión y, por lo tanto, muy concentrados; en la otra se encuentran a baja
presión, esto es, con una menor concentración. De hecho habrá más átomos
ionizados en el gas a baja presión. Esto nos hará pensar que los átomos están a
alta temperatura o a baja presión, pero sin poder concluir en cuál de los dos
casos estamos.
Afortunadamente hay un indicio para decidirlo. Las rayas producidas por
átomos ionizados a elevadas presiones son algo más anchas que las debidas a
átomos ionizados a bajas temperaturas; además sus posiciones aparecen un poco
desplazadas. Así, mediante instrumentos muy delicados, es posible medir la
presión a la cual subsisten átomos ionizados. Luego podemos diferenciar los
efectos de la presión de los efectos de la temperatura.
Con el espectroheliógrafo es posible registrar las rayas espectrales de
las distintas capas de la atmósfera solar y deducir la temperatura y la presión
de cada una de ellas. Es de este modo como los científicos pueden conocer las
diversas magnitudes relativas a la fotosfera, la cromosfera y la corona.
Un intenso campo magnético produce un efecto completamente diferente del
debido a una alta presión o temperatura. Los átomos sometidos a un intenso
campo magnético dan lugar a rayas espectrales que se desdoblan, como indica la
figura adjunta. Fue al observar el desdoblamiento de las rayas espectrales
cuando los astrónomos descubrieron los intensos campos magnéticos de las
manchas solares.
Quizá lo más sorprendente de cuanto pueden decirnos las rayas
espectrales es si una estrella o una galaxia se mueven hacia nosotros o en
sentido contrario. Si observamos un globo en el aire fácilmente deduciremos el
sentido de su movimiento, pues parece que se vuelve más pequeño cuando se aleja
y mayor cuando se acerca. Pero las estrellas y las galaxias están a tal
distancia de nosotros que no podemos apreciar ningún cambio en su tamaño, sea
cual fuere el sentido de su movimiento, aunque se desplacen a velocidades de
centenares o aun de millares de kilómetros por segundo. No obstante, si sabemos
leer el secreto de las-rayas espectrales, éstas nos dirán no sólo si una
galaxia se acerca o se aleja de nosotros, sino también la velocidad de su
desplazamiento.
No es difícil comprender esto si recordamos lo que ocurre cuando un tren
pasa silbando por un cruce o una estación en la que nos encontramos nosotros.
Cuando el tren se acerca el tono del silbido es alto; pero cuando ya ha pasado
y se aleja, el tono baja, a pesar de que las ondas sonoras que produce el
silbato son siempre de la misma longitud. Lo que sucede es que cuando el tren
se acerca, el intervalo de tiempo transcurrido entre la llegada de las crestas
de dos ondas consecutivas se acorta, por lo que aparece menor la longitud de
dichas ondas. En acústica, ondas de menor longitud significa tono más elevado,
por lo que oímos una nota más aguda. Cuando el tren se aleja, el intervalo de
tiempo transcurrido entre la llegada de las crestas de dos ondas ha aumentado.
Ahora la longitud de onda parece mayor, y se oye una nota más grave.
Desde los tiempos del primer ferrocarril, en 1820, mucha gente se
sorprendió de este cambio de tono del silbato de un tren. Luego, en 1842, el
científico austríaco Christian Doppler explicó el origen del mismo. Por aquel
entonces los científicos ya sabían que la longitud de las ondas luminosas era
muy distinta de las del sonido. Por ello empezaron a preguntarse si un
movimiento de avance y retroceso puede afectar también la longitud de las ondas
luminosas, y el propio Doppler y el físico francés Hippolyte Fizeau aplicaron a
la luz estas ideas. Unes 60 años después, habiendo realizado ya muchas
mediciones cuidadosas, los astrónomos estuvieron seguros, por fin, de que
cuando una estrella o una galaxia se aleja de nosotros la longitud de onda de
sus radiaciones parece crecer. Este es el motivo por el cual todas las rayas
espectrales se desplazan hacia la región de mayor longitud de onda o sea hacia
el rojo, extremo del espectro. Los modernos astrónomos denominan a este
fenómeno corrimiento hacia el rojo. Debido a que la mayoría de
las galaxias —aunque no todas las estrellas— que conocemos se alejan de
nosotros, sus rayas espectrales están casi siempre corridas hacia el extremo
rojo del espectro, y nunca hacia el extremo azul de menor longitud de onda.
Mediante medidas muy cuidadosas del corrimiento de las rayas espectrales
desde su posición normal, los astrónomos pueden deducir con bastante exactitud
la velocidad de alejamiento de una galaxia con respecto a la Tierra.
Encontramos que algunas galaxias cercanas se alejan de nosotros a velocidades
de muchos centenares de kilómetros por segundo; y las más alejadas que se
pueden observar con los mayores telescopios, huyen a velocidades de hasta
120.000 km/seg, es decir, del orden del 40 % de la velocidad de la luz. Cuanto
más lejos están las galaxias, más rápidamente parece que se alejan. Este
fenómeno ha dado lugar a varias sugestivas teorías sobre el origen y la
evolución del universo.
§. Interpretación de los datos
Hemos visto que el astrofísico debe considerar tres clases de datos para
deducir de ellos qué es lo que pasa en el interior del Sol y de las demás
estrellas. Los datos más importantes son su conocimiento sobre las distintas
clases de átomos que existen, cómo se comportan dichos átomos en diferentes
condiciones de presión y temperatura y cuáles son las presiones y las
temperaturas en el interior de las estrellas. Ahora que ya sabemos cómo obtiene
la mayoría de estos datos, veamos cómo los relaciona y qué conclusiones saca de
los mismos.
¿Cómo sabemos que el Sol tiene un movimiento de rotación y que las
manchas solares pertenecen realmente a la fotosfera y no son sólo unas motas
negras que se desplazan sobre el disco solar? La respuesta estriba en que las
rayas espectrales del borde oriental del Sol experimentan un corrimiento hacia
el rojo, indicando que dicha parte se aleja de nosotros; las rayas espectrales
del borde occidental experimentan un corrimiento hacia el azul, indicando que
dicha parte se acerca hacia nosotros.
Esto sólo puede significar que el Sol gira sobre su eje; y midiendo el
desplazamiento de sus rayas espectrales podremos deducir su velocidad de
rotación. Resulta que el Sol gira más de prisa en las proximidades de su
ecuador que cerca de sus polos con una diferencia de unos tres días entre
ambos. La velocidad media de rotación para todo el astro es algo superior a 2 5
días. Dado que las manchas solares se mueven en la misma dirección y con igual
velocidad que la superficie, podemos concluir que deben ser parte integrante
del propio Sol.
Otra pregunta: ¿Cómo sabemos que las manchas solares son centros de
intensa actividad magnética? Ahora es fundamental el que cada una de las rayas
espectrales producidas por la luz proveniente de las manchas solares esté
desdoblada en tres. Como hemos tenido ocasión de ver, este fenómeno nos asegura
la presencia’ de un intenso campo magnético.
Una cuestión más difícil de resolver: ¿Cómo sabemos que la capa inferior
de la atmósfera solar (la capa inversora) es más fría que la fotosfera? Debemos
retroceder y recordar cuanto hemos dicho acerca de la absorción y la emisión de
radiaciones por parte de los átomos. Cuando un electrón cae de una órbita
exterior a otra interior emite una radiación de una determinada longitud de
onda; y cuando efectúa el correspondiente salto hacia el exterior absorbe una
radiación de exactamente la misma longitud de onda. Por lo tanto, un salto
hacia el interior se pone de manifiesto en el espectro en forma de rayas
brillantes, mientras que un salto hacia fuera produce rayas oscuras en las
mismas posiciones.
Puesto que la luminosa fotosfera solar emite radiaciones, es de esperar
que aparezcan rayas brillantes a lo largo de todo el espectro del Sol, como así
sucede en efecto. El espectro solar presenta una larga sucesión de rayas
brillantes desde el rojo hasta el violado; pero cuando lo examinamos más de
cerca vemos que a su vez lo surcan varias rayas oscuras. Esto sólo puede
significar que algunas de las radiaciones emitidas por la fotosfera son
absorbidas.
La etapa siguiente es tratar de encontrar cómo tiene lugar dicha
absorción, y aquí podemos recurrir a las experiencias realizadas en los
laboratorios. Si calentamos un trozo de metal hasta que esté muy brillante dará
rayas espectrales de la misma clase que las producidas por el Sol. Pero si
luego colocamos un tubo de gas frío entre el luminoso metal y el espectroscopio
aparecerán varias rayas oscuras en el espectro; y cada raya oscura corresponde
a una de las longitudes de onda que puede absorber el átomo del gas. Esta
experiencia sugiere al astrofísico que debe haber una capa de gas frío
precisamente encima de la fotosfera, y que dicho gas es la causa de las rayas
oscuras del espectro solar. Esta capa de gas se denomina inversora porque
invierte parte de las rayas espectrales brillantes al hacerlas aparecer
oscuras.
Esto no es, en absoluto, todo lo que podemos descubrir sobre la capa
inversora. Sabemos que cada clase de átomos puede emitir o absorber radiaciones
a determinadas longitudes de onda. También sabemos cuáles son precisamente las
longitudes de onda absorbidas por el gas de la capa inversora. Al combinar
estos datos podemos conocer los elementos que intervienen en la constitución de
la capa inversora, que son, fundamentalmente, hidrógeno y pequeñas cantidades
de otros elementos, en particular oxígeno, titanio y hierro.
Los problemas relativos a cuanto ocurre en el interior del Sol y de las
estrellas son más difíciles, pero podemos resolver algunos de ellos si seguimos
utilizando los datos que poseemos. Por ejemplo, acabamos de ver que un
brillante trozo de metal caliente produce rayas espectrales lo mismo que el
Sol. ¿Deduciremos de ello que el Sol es simplemente una masa sólida y caliente?
La respuesta es no.
A medida que un cuerpo celeste contiene más cantidad de materia, mayor
es la atracción gravitatoria hacia su centro. El Sol contiene tan gran cantidad
de materia en comparación con la de la Tierra, que la fuerza de atracción en su
centro es 100.000 millones de veces mayor que la fuerza de la gravedad en la
superficie terrestre, y seguramente ninguna sustancia sólida podría resistir la
magnitud de esta presión. Si el Sol estuviera formado por cualquier clase de
sólido o líquido ordinarios, por su propio peso se transformaría en una
densísima masa material. La única explicación del por qué el Sol no experimenta
tal concentración es que la materia de su interior ejerce una presión hacia el
exterior con una intensidad suficiente para equilibrar dicha atracción
gravitatoria. La clase de materia que puede ejercer una tal presión hacia el
exterior es un gas, pero un gas en un estado muy especial.
En las grandes profundidades del Sol, la presión y la temperatura son
tan enormes que todos los elementos han sido arrancados de los núcleos
atómicos. Los átomos, completamente ionizados, constituyen un gas en el que
coexisten los núcleos y los electrones, pero sin influirse mutuamente. Todos
ellos están mucho más concentrados que lo que podría estarlo en la Tierra, con
una densidad tal que la materia que cabría en una taza de café pesaría varias
toneladas. Además, moviéndose sin cesar, chocan constantemente, lo que produce
reacciones análogas a las de la bomba de hidrógeno, pero a una escala mucho
mayor. Sólo una pequeña fracción de la colosal cantidad de radiación producida
por estas reacciones, que tienen lugar en el interior del Sol, puede llegar a
salir a la superficie. El resto ejerce una tremenda presión hacia el exterior,
y es precisamente esta presión de radiación, combinada con la
presión de los mismos gases, la que impide que el Sol se desmorone sobre sí
mismo.
Cuando decimos que sólo llega a la fotosfera “una pequeña fracción” de
la radiación producida en el interior del Sol, ¿qué entendemos por “pequeña”?
La cantidad de energía que nos envía la fotosfera en un segundo es
mayor que toda la que han utilizado los seres humanos desde que aparecieron
sobre la Tierra. Sin embargo, el Sol es un tipo de estrella bastante común y
existen millones de ellas mucho más brillantes en nuestra propia Galaxia. Por
lo tanto la cantidad total de energía irradiada por todas las estrellas del
universo está fuera del alcance de nuestra imaginación, siendo engendrada por
verdaderas reacciones atómicas.
Casi todas estas reacciones producen átomos (helio) por fusión de otros
más ligeros (hidrógeno). La primera etapa tiene lugar cuando chocan dos
protones (es decir, dos núcleos de hidrógeno ordinario). Durante la colisión se
emite radiación y se combinan los dos protones, uno de los cuales se transforma
en un neutrón. El nuevo neutrón y el otro protón constituyen el núcleo de un
átomo de hidrógeno “pesado”. La segunda etapa consiste en que este núcleo de
hidrógeno pesado choca contra un nuevo protón. En esta colisión se emite más
radiación y se forma un núcleo de “helio ligero”. En la última etapa chocan dos
núcleos de este tipo, con lo cual se forma un núcleo de helio ordinario y se
expulsan dos núcleos de hidrógeno ordinario.
Esta es la más sencilla de las reacciones que tienen lugar en el Sol y
en la mayoría de las demás estrellas. En algunas estrellas más calientes se da
otra reacción muy importante en la cual núcleos de carbono e hidrógeno, tras
experimentar una sucesión de colisiones, producen finalmente carbono y helio. Y
al considerar estrellas aún más calientes se encuentran otras complicadas
reacciones que dan lugar a átomos más pesados que el helio.
Las diversas estrellas varían enormemente en luminosidad, lo cual quiere
decir que también varían grandemente en temperatura. Al estudiar los espectros
de muchas estrellas diferentes, el astrofísico puede comparar las estrellas más
brillantes con otras más débiles, descubrir los tipos de reacciones que tienen
lugar en su interior y deducir si existen relaciones entre ellas.
La radiación emitida por el Sol y las demás estrellas es producida por
reacciones atómicas. Este diagrama muestra una de las más importantes
reacciones que tienen lugar en el Sol, así como en otras estrellas.
Uno de los datos que interesan al astrofísico es el color, pues sabe que
una masa de metal muy caliente brilla con luz blancoazulada, mientras que si
está algo más fría brilla con luz rojiza.
En las estrellas muy brillantes, la radiación más intensa proveniente de
su superficie se observa en el extremo azul del espectro. La mayoría de las
rayas espectrales brillantes es producida por átomos que se ionizan solamente a
elevadas temperaturas —como el helio, el oxígeno y el nitrógeno-. Esto
significa que las estrellas muy brillantes deben tener también superficies a
muy alta temperatura. Cuando pasamos a considerar estrellas que brillan con
menor luminosidad, encontramos que su más intensa radiación ya no se aproxima
al extremo azul del espectro. Sus rayas espectrales más fuertes son las
producidas por átomos de elementos que se ionizan a una menor temperatura, como
el hierro. Las estrellas más débiles, como el propio Sol, aún irradian menos
energía. Ahora ni siquiera están ionizados los átomos metálicos, y la radiación
más intensa aparece cerca del extremo rojo del espectro. En las estrellas aún
menos brillantes, muchas de las rayas indican que los átomos están combinados
formando moléculas. Esto quiere decir que dichas estrellas
pueden contener compuestos químicos tales como el óxido de titanio, compuesto
de titanio y de oxígeno. La presencia de moléculas indica que tales estrellas
son bastante frías, con su principal radiación en el extremo rojo del espectro.
El clasificar por sus espectros todos estos diversos tipos de estrellas
no ha sido tan fácil como pudiera suponerse, y ha requerido muchos años de
intentos y de equivocaciones. Hoy en día los astrónomos emplean la siguiente
sucesión de letras del alfabeto para clasificar las estrellas. Las más
brillantes y calientes de todas ellas se denominan estrellas O. Luego vienen
las estrellas B, que no son ni tan brillantes ni tan calientes como las del
grupo anterior. Después les siguen las estrellas A, F, G, K y M, en este orden,
siendo las estrellas M las menos brillantes y más frías. La serie
espectral, como se la denomina corrientemente, es de la mayor
importancia, como tendremos ocasión de ver en capítulos posteriores cuando
estudiemos el nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas. Podemos
recordar el orden pensando en la frase: Oh Bueno, Al Final Gastó Kilo-Metros.
Capítulo 3
Los instrumentos de que dispone el astrónomo
Contenido:
§. Telescopios refractores
§. Telescopios reflectores
§. Fotografías del cielo
§. Las “huellas dactilares” de las estrellas
§. Medición del calor y la luz
§. Las ondas de radio del espacio
Actualmente sabemos que Júpiter posee una atmósfera constituida por
hidrógeno principalmente, aunque también contiene algo de amoníaco y de metano.
Los espectaculares anillos de Saturno están formados por millones de millones
de diminutos “satélites”, demasiado pequeños como para poder distinguirlos
individualmente aun con la ayuda de los mayores telescopios.
Sabemos asimismo que la temperatura del planeta Urano es de unos —190
ºC. Con instrumentos que no fueron ni imaginados hace sólo un centenar de años,
los astrónomos pueden deducir las distancias de las estrellas midiendo ángulos
tan pequeños que el grosor de una aguja situada a un kilómetro arrojaría un
ángulo relativamente grande.
Al considerar que los planetas y las estrellas se ven sólo como
diminutas luces en el cielo nocturno, ¿cómo es posible que el astrónomo llegue
a medir la distancia a que se encuentran con la precisión que lo hace? y ¿cómo
puede estar seguro el astrofísico de las temperaturas de los planetas y de la
composición de sus atmósferas? La respuesta se encuentra en los instrumentos y
equipos especiales que han ideado el astrónomo y el astrofísico.
Los primitivos astrónomos utilizaban sus ojos y algunos sencillos
instrumentos, como el cuadrante para medir ángulos, pero hace unos 350 años, en
1609, Galileo inventó su “tubo óptico” o telescopio de construcción casera, y
al dirigirlo al cielo la astronomía inició una nueva era. Desde aquel entonces
el astrofísico ha aprendido a aplicar la fotografía y la electricidad para
resolver sus problemas, a separar y analizar la luz solar y de las estrellas, y
a utilizar de muy diversos modos otros tipos de radiaciones que nos llegan de
las profundidades del espacio.
Las radiaciones procedentes del espacio son, en verdad, las únicas
fuentes de información de que disponen los astrónomos para bosquejar su esquema
del universo. Dichas radiaciones nos llegan en tres formas distintas: luz,
calor y ondas radioeléctricas. Observamos y medimos la luz y el calor con los
telescopios ópticos, y las ondas radioeléctricas mediante los radiotelescopios.
Los dos principales telescopios ópticos son el telescopio refractor y el
reflector. Ambos recogen la luz proveniente de objetos distantes y la
concentran para formar una pequeña imagen. En los dos
instrumentos la imagen es aumentada luego mediante un ocular.
§. Telescopios refractores
El tipo de telescopio que nos es más familiar es el refractor, con una
gran lente en su parte anterior. Esta lente frontal, llamada objetivo por
encontrarse más cercana del objeto a observar, recoge la luz y la desvía o
refracta hacia el foco. Este principio parece bastante sencillo, pero el
llevarlo a la práctica no lo es tanto. La razón de ello estriba en que nadie ha
diseñado aún una lente que desvíe todos los colores por igual.
He aquí el funcionamiento del primer telescopio refractor. Una gran lente
(el objetivo) recoge la luz procedente de una estrella y la desvía hacia el
foco produciendo en él una pequeña imagen. Esta se aumenta mediante otra lente
(el ocular).
La luz violeta y la azul son más desviadas que la luz roja. Por lo tanto
si utilizamos una sola lente como objetivo de un telescopio refractor, dicha
lente lleva los rayos luminosos de los distintos colores a diferentes focos y
vemos una imagen rebordeada por una coloración borrosa.
En los primeros años del telescopio, los astrónomos encontraron en este
fenómeno un gran inconveniente cuando intentaron efectuar observaciones y
mediciones de precisión. Sin embargo, en 1733, un inglés, Chester Moor Hall,
que se había dedicado al estudio óptico del ojo humano como pasatiempo,
encontró la forma de eliminar dicho inconveniente. Más tarde, John Dollond
fabricó lentes basándose en la idea de Hall.
Un problema de los refractores consistía en que el objetivo refractaba la
luz, desviando los rayos azules más que los rojos. Esto producía una mancha
azul alrededor de la imagen.
La solución encontrada por Hall consistía en utilizar dos lentes, una de
cristal más denso que la otra. La primera lente se proyecta de forma tal que
desvíe los rayos hacia el foco más de lo necesario. La segunda opera en sentido
contrario, desviando los rayos un poco más atrás del foco.
Una lenta cóncava desvía los rayos luminosos apartándolos del foco y
refractando los rayos azules más que los rojos.
En conjunto las dos lentes actúan de tal modo que los rayos son
gradualmente conducidos hacia el foco. Pero, ¿cómo evitan estas dos lentes la
formación del borde coloreado alrededor de la imagen? La explicación estriba en
que cuando la luz es refractada por una lente de cristal denso, los distintos
colores se dispersan con mayor amplitud que cuando son refractados por una de
cristal menos denso.
Al combinar una lente convexa, que refracta fuertemente la luz hacia el
foco, con una lente cóncava, que la refracta en sentido contrario, los colores
se combinan.
En un objetivo compuesto por dos lentes, la luz experimenta primero una
fuerte refracción hacia el foco y los colores se dispersan en un cierto
porcentaje; luego se desvían hacia un punto algo más alejado del foco mediante
una lente de distinta forma y la densidad del cristal de esta segunda lente
obliga a que los colores se combinen de nuevo.
Si utilizamos lentes de diferente cristal podemos conseguir lo mismo
evitando un gran espaciado.
Una lente compuesta de esta forma se denomina acromática —es
decir, “contra bordes coloreados”—. Pero esta denominación es bastante
optimista, puesto que dos lentes nunca pueden conseguirlo para dos colores. Por
consiguiente, los telescopios refractores se fabrican de modo que se
superpongan los rayos amarillos y verdes o bien los azules y verdes. Al
superponer los amarillos y los verdes obtenemos una imagen nítida para los dos
colores a los cuales es más sensible el ojo humano. Al superponer los azules y
los verdes obtenemos una imagen nítida para los colores a los cuales son más
sensibles las placas fotográficas.
§. Telescopios reflectores
Hay otra forma de resolver este problema de la coloración de los bordes.
Si concentramos la luz mediante un espejo cóncavo, en vez de utilizar un
objetivo de cristal, podemos dar por resueltos todos los problemas que se
plantean al emplear lentes. El espejo cóncavo nos enviará todos los colores
hacia el mismo foco, y aunque todavía debemos recurrir a un ocular construido
con lentes, es posible diseñarlo de tal forma que no se produzca ningún efecto
de coloración. En este aspecto, por lo menos, el telescopio reflector con su
gran espejo cóncavo es preferible al telescopio refractor con sus grandes
lentes. Y si profundizamos aún más en la cuestión encontraremos que esta es
sólo una de las muchas ventajas que presenta el reflector. Una de las mayores
ventajas estriba en que el telescopio reflector puede tener mayores
proporciones que el refractor, y cuanto mayor sea un telescopio mayor cantidad
de luz podremos recoger en él. Esto presenta una enorme importancia para el
astrónomo, pues cuanto más lejos explora en el espacio cada vez son más débiles
las estrellas y las galaxias que observa. También es importante para el
astrofísico que necesita recoger tanta luz como le sea posible para conseguir
sus fotografías con la suficiente luminosidad aun después de dispersar dicha
luz en un prisma.
En tiempos de Isaac Newton no había lentes acromáticas. Para soslayar el
problema que representaba el contorno coloreado, construyó un telescopio que
tenía un espejo cóncavo en lugar de una lente. El espejo cóncavo enfocaba la
luz de una estrella y la dirigía hacia un espejo plano inclinado, el cual a su
vez reflejaba la imagen de la estrella hacia un ocular situado al lado.
Lo esencial en cuanto se refiere al poder “recolector” de un telescopio
es la superficie de su lente objetivo o de su espejo. Es precisamente en este
factor de superficie en lo que el reflector aventaja al refractor. En un
refractor la luz debe pasar primero a través de las lentes del objetivo. Si ha
de hacerlo sin sufrir ninguna distorsión, dichas lentes deben estar totalmente
exentas de defectos —burbujas de aire, rayaduras y tensiones— y presentar
exactamente la misma densidad en toda su masa.
Con el reflector el problema no presenta tantas dificultades. La luz no
tiene que atravesar el espejo cóncavo; se refleja simplemente sobre una
delgadísima película de aluminio, extraordinariamente pulida, aplicada sobre la
superficie del cristal. Mientras que el cristal posea la resistencia
suficiente, no tiene la menor importancia el que retenga algunas burbujas en su
interior o que no presente exactamente la misma densidad en toda su masa.
Exclusivamente, debe estar libre de tensiones, que pueden eliminarse
enfriando cuidadosamente el espejo después de serle aplicada la película
metálica.
Esto no quiere decir desde luego que el construir un espejo grande
resulte fácil, pero es ciertamente menos difícil que tratar de fabricar una
lente del mismo tamaño. Esto explica por qué el más grande telescopio refractor
del mundo, en servicio en el Observatorio Yerkes (Wisconsin), tiene un objetivo
de 102 cm de diámetro, mientras que el mayor reflector, que se encuentra en el
monte Palomar (California), tiene un espejo de 508 cm de diámetro. El enfriar
este espejo requirió casi un año y medio. Por lo tanto, el mayor espejo del
mundo tiene un diámetro igual a cinco veces el de la mayor lente. Esto
representa una superficie 2 5 veces superior, o sea un poder
separador 2 5 veces mayor.
El tamaño exacto de una lente o un espejo de telescopio es además muy
importante por otra razón. Podemos comprenderlo en seguida si nos paramos a
considerar lo que sucede cuando observamos, por ejemplo, dos pelotas de golf
situadas en un campo a una distancia de dos o tres centímetros la una de la
otra. Si estamos a unos pocos metros de distancia podemos ver las dos pelotas
claramente. Pero cuando nos alejamos a unos doscientos metros distinguiremos
solamente una especie de mancha blanca, vagamente definida, y ya no podemos
estar seguros de si se trata de una o de dos pelotas.
Desde dicha distancia el ángulo entre ambas es tan pequeño que el
cristalino de nuestro ojo no puede separarlas o resolverlas. Pero si utilizamos
un telescopio dotado de una lente mayor que el cristalino podemos ver de nuevo
las dos pelotas completamente diferenciadas. Cuanto mayor sea la- lente o el
espejo de un telescopio tanto mayor es su poder de separación. Por lo tanto,
con el gran reflector del monte Palomar, un observador puede distinguir
centenares de estrellas en una región del cielo en la cual un pequeño
telescopio sólo puede revelar una cierta difusa luminosidad.
Cassegrain, astrónomo francés que vivió en la misma época que Newton,
inventó otro tipo de reflector. El espejo cóncavo principal reflejaba la luz
hacia un pequeño espejo curvado en sentido contrario. La luz procedente del
espejo pequeño atravesaba luego un agujero practicado en el centro del espejo
principal.
El espejo principal de un telescopio reflector concentra en su foco la
luz de una estrella y produce una pequeña imagen. La luz de esta imagen debe
ser reflejada a su vez para que los rayos luminosos sean conducidos a un ocular
o a una cámara fotográfica; y el ocular o la cámara deben estar situados de tal
forma que no encuentre obstáculos la luz proveniente de las estrellas. (Hay una
excepción a la regla. ¡El reflector de 508 cm es tan grande que un astrónomo
puede sentarse en una pequeña cabina de observación, en el interior del propio
telescopio, sin eliminar más que una pequeña fracción de la luz incidente!)
Hay varias formas de llevar la luz de la imagen al ocular o a la cámara,
pero corrientemente sólo se utilizan dos de ellas. En el tipo de telescopio
ideado por Isaac Newton, y designado como reflector newtoniano, la luz es
reflejada en ángulo recto y conducida al exterior del tubo telescópico mediante
un espejito plano inclinado a 45 grados. En el telescopio Cassegrain, así
denominado en honor del astrónomo francés que lo inventó, la luz de la imagen
se refleja mediante un espejito convexo a través de un agujero practicado en el
centro del espejo principal. Este segundo montaje presenta ciertas ventajas en
algunas clases de observaciones, pero no en todas ellas. Algunos reflectores
construidos hoy en día tienen una especie de artificio por el cual se pueden
intercambiar los espejitos, con lo cual el telescopio puede utilizarse como
reflector Cassegrain o como newtoniano. En algunos de los mayores reflectores
los espejitos suelen sustituirse por un chasis, que eliminando el segundo
espejo permite utilizar toda la luz recogida para tomar fotografías especiales
de objetes muy débiles, por ejemplo.
No es únicamente la dificultad de construir grandes refractores lo que
determina las preferencias de los astrónomos por los reflectores. Otro factor
adverso a los refractores es que las lentes reflejan en cada una de sus
superficies una parte de la luz que reciben. La lente mayor de un objetivo
compuesto también absorbe cierta cantidad de la luz que la atraviesa. De este
modo se pierde parte de la preciosa luz recogida por el telescopio. Puesto que
cada lente “roba” una cierta cantidad de luz, los astrónomos prefieren emplear
el menor número posible de ellas, hasta en el ocular del telescopio. Han
eliminado por tal motivo la lente que se interpone en el ocular para hacer que
los objetos terrestres se observen en posición derecha. Esta es la causa de que
los telescopios astronómicos los muestren boca abajo.
Un telescopio —aunque sea pequeño— es poco útil si no está montado sobre
un pie resistente y rígido. Por otra parte, el astrónomo debe poder apuntar con
él a cualquier punto del cielo y utilizarlo a su vez para seguir las estrellas
en su recorrido a través del cielo. La rotación de la Tierra hace que las
estrellas sigan aparentemente trayectorias circulares alrededor de los polos
celestes norte y sur. Por lo tanto, el astrónomo necesita una montura que le
permita seguir con su telescopio estas trayectorias circulares, y además con un
solo movimiento. Este problema se resolvió hace ya muchos años al diseñarse
el montaje ecuatorial. Se monta el telescopio de tal modo que
puede girar alrededor de una línea fija —denominada eje polar— siempre
dirigida hacia el polo celeste, a pesar de la rotación de la Tierra. También
puede ser apuntado hacia una estrella cualquiera haciéndolo girar alrededor de
un segundo eje, que forma ángulo recto con el eje polar. Una vez se ha dirigido
el telescopio hacia una estrella, un servomecanismo lo conduce haciendo que
gire alrededor del eje polar de manera que siga automáticamente el movimiento
de la estrella enfocada. Los montajes ecuatoriales se utilizan en todos los
grandes telescopios profesionales y también son muy empleados por los
astrónomos aficionados.
§. Fotografías del cielo
En los observatorios astronómicos casi todas las observaciones se
efectúan actualmente con la ayuda de cámaras fotográficas, si bien hay una
importante excepción: la determinación de las posiciones “fundamentales” de
ciertas estrellas. La posición de la mayoría de éstas viene determinada
mediante fotografías que suministran la situación de cada estrella con respecto
a las demás. Pero antes de que tales posiciones relativas puedan ser
utilizadas, deben conocerse las posiciones absolutas de algunas estrellas “fundamentales”
que sirvan de elementos de referencia para ejecutar las mediciones. Es ahora
cuando interviene la observación visual directa.
Utilizando un pequeño refractor, orientado con la máxima precisión en la
dirección norte-sur, el astrónomo controla cuidadosamente el movimiento de cada
estrella a través del cielo, determinando el preciso momento en que cruza cada
uno de los delgados hilos verticales colocados ante el ocular del telescopio.
En el instante en que la estrella se encuentra al sur del observador (o al
norte, si está trabajando en el hemisferio sur) mide el ángulo que dicha
estrella forma con el horizonte. Así pues, dado que conoce además la hora
exacta de la observación y la situación del observatorio, puede fijar la
posición absoluta de la estrella con gran exactitud. Estas operaciones se
llevan a cabo con un instrumento denominado círculo meridiano. Las
estrellas fundamentales cuyas posiciones se han determinado de esta manera
sirven luego como puntos de referencia para las fotografías que suministran las
posiciones de las demás estrellas.
Las primeras fotografías obtenidas con fines astronómicos fueron las del
Sol, efectuadas en 1845 Por los físicos franceses Léon Foucault e Hippolyte
Fizeau. Las primeras fotografías que se hicieron de la Luna datan de cinco años
después, siendo debidas al astrónomo americano George P. Bond. Utilizando
películas o placas de gran sensibilidad, hoy en día los astrónomos fotografían
estrellas tan débiles que no pueden ser vistas ni con los mayores telescopios.
Otra importante ventaja de la fotografía es que proporciona a los
astrónomos impresiones permanentes, sobre las que se pueden efectuar mediciones
muy exactas. Pero el realizar mediciones observando a través de un telescopio
no es tarea fácil, y sólo lograremos la precisión que le puedan suministrar
nuestros ojos.
Gran telescopio del Observatorio del Monte Palomar, cuyo espejo, de 5 m de
diámetro, es el mayor del mundo.
Gran nebulosa, en Orion.
Nebulosa Norteamericana, en la constelación del Cisne.
Nebulosa trífida, en Sagitario
Con una fotografía, sin embargo, la situación es muy distinta. La placa
puede ser examinada al microscopio y las distancias medirse en ella hasta la
milésima de milímetro. ¡En algunas placas, esto equivale a medir la región del
cielo que cubriría una pelota de golf situada a mil kilómetros de distancia de
nosotros! El instrumento utilizado para este trabajo de precisión es conocido
con el nombre de macromicrómetro.
Midiendo cuidadosamente fotografías de estrellas, los astrónomos pueden
saber no sólo las posiciones exactas de las estrellas, sino también las
distancias a que se encuentran. El fundamento del método seguido es bastante
sencillo. Si conocemos la longitud de un lado de un triángulo y logramos medir
también dos de sus ángulos, podremos calcular las longitudes de los otros dos
lados. Los topógrafos hacen lo mismo cuando dirigen sus visuales al pico de una
montaña desde dos puntos distintos conocida la distancia que los separa. Los
dos puntos escogidos y el pico de la montaña constituyen los tres vértices del
triángulo. El topógrafo conoce la longitud de uno de los lados (la distancia
entre los dos puntos) y puede medir fácilmente el ángulo que forma cada uno de
dichos puntos con el pico de la montaña, con lo que calcula la distancia
pedida.
Pero hasta la estrella más próxima está demasiado alejada de nosotros
para intentar observarla desde dos puntos (Nueva York y Tokio, por ejemplo) de
los que se conozca la distancia mutua sobre nuestra minúscula Tierra. Si
hiciéramos tal cosa, encontraríamos que la diferencia entre los ángulos medidos
desde cada punto sería tan pequeña que no podríamos apreciarla. Lo que
necesitamos es una base mucho mayor que cualquier distancia que podamos
considerar sobre la Tierra.
Para lograr dicha base debemos utilizar las conocidas posiciones de
nuestro planeta al recorrer su órbita alrededor del Sol.
El astrónomo resuelve este, problema haciendo una serie de fotografías
en una determinada época del año y una segunda serie exactamente seis meses
después, cuando la Tierra se encuentra al otro lado de su órbita, como vimos en
la figura de la página 40. Sabe que entonces dos de los vértices del triángulo
(los que determinan su base) están distanciados en 299 millones de kilómetros
que es el diámetro de la órbita terrestre. Utilizando esta larga base y
midiendo ángulos muy pequeños puede determinar el desplazamiento aparente de la
estrella con respecto a las distantes estrellas del fondo. De este modo le es
posible medir distancias tan grandes como 326 años-luz, o sea más de 20
millones de veces la distancia que nos separa del Sol. Puesto que este método
de medición lleva consigo el desplazamiento aparente de las estrellas sobre el
fondo estrellado, se le conoce con el nombre de medición por paralaje, de
la palabra griega que significa “variación”. Dicho método no es aplicable a
estrellas que se encuentren a más de 326 años-luz, porque los ángulos llegan a
ser demasiado pequeños para poder medirlos.
La cámara utilizada en la mayoría de los trabajos astronómicos consiste
en un chasis construido de modo que pueda contener una placa fotográfica,
fijado en el extremo ocular de un telescopio reflector. Este sistema es
bastante eficaz cuando se desean fotografías de pequeñas porciones del cielo
—como primeros planos de la Luna, aspectos de los planetas o, más
especialmente, imágenes de galaxias—. Pero a veces el astrónomo necesita
fotografiar una extensa región celeste con una sola exposición. Esto ocurre cuando
está confeccionando una carta fotográfica estelar o impresionando un cometa con
su larga cola. Para esta clase de trabajos no es útil el usual telescopio
reflector, pues no recubre una zona celeste suficientemente extensa. En
cualquier telescopio reflector corriente las estrellas próximas al borde del
campo aparecen borrosas y como pequeñas comas, defecto debido a la forma del
espejo cóncavo.
La cámara Schmidt es un instrumento de particular utilidad para fotografiar
de una sola vez grandes regiones del cielo. Según indica la figura, sus partes
principales son un simple espejo esférico y una lente correctora, que elimina
las distorsiones que dicho espejo podría producir sobre la placa fotográfica.
Para soslayar este problema, en 1930, el astrónomo alemán Bernhard
Schmidt construyó un nuevo instrumento, empleando un espejo con una curvatura
más simple que la utilizada en los ordinarios espejos telescópicos. Esta
sencilla curvatura permitía obtener un campo visual muy extenso, pero en cambio
distorsionaba la imagen de las estrellas de otras distintas formas. Para evitar
estos inconvenientes, Schmidt colocó una lente de forma especial delante del
espejo. La lente correctora es casi plana y no produce ninguna mancha coloreada
bordeando la imagen, al contrario de lo que sucede con las lentes ordinarias.
La placa fotográfica se coloca entre la lente correctora y el espejo. Todo el
instrumento, conocido con el nombre de cámara Schmidt, no sólo permite obtener
excelentes fotografías de grandes regiones de cielo, sino que también actúa
como cámara rápida, de modo que realiza fotos de muy corta exposición. La mayor
de todas las cámaras Schmidt actualmente en uso es la famosa de 122 cm de monte
Palomar. Este telescopio y los restantes del tipo Schmidt han ayudado a
descubrir muchas novas, o “estrellas nuevas”.
En astronomía raramente deja de evolucionar el arte fotográfico y en la
actualidad se realizan muchas experiencias con otros tipos de cámaras
especiales. Un método consiste en aplicar cámaras de televisión muy sensibles
en el extremo ocular del telescopio, y luego trasladar las imágenes obtenidas a
una pantalla de televisión. Al hacer esto y conseguir una imagen de televisión
brillante se pueden lograr exposiciones tan cortas como las de una fotografía
corriente. Esto quiere decir que el astrónomo puede aprovechar con ventaja
estas circunstanciales fracciones de segundo en que el aire está en reposo y
hacer una fotografía precisamente en dicho instante. Por fin se ha encontrado
el modo de hacer buenas fotografías de los planetas. Las conseguidas de la Luna
ya muestran las mejoras que es posible introducir, en comparación con fotos
ordinarias obtenidas con los mismos instrumentos.
Otro método fotográfico en que se está trabajando actualmente, sobre
todo en Francia, utiliza el aparato llamado cámara electrónica, inventada por
André Lallemand. En esta cámara la luz del telescopio incide sobre una lámina
metálica que reacciona de manera muy especial. Desde cada punto iluminado de su
superficie emite electrones: muchos si la luz es intensa, pocos en caso
contrario. Dichos electrones son guiados hacia una placa fotográfica sobre la
que actúan como si fuesen luz, es decir, impresionando una fotografía. Este
nuevo instrumento es tan sensible, que puede fotografiar espectros estelares de
gran dispersión, por lo que revela su estructura fina. Una reciente fotografía
del espectro de una estrella roja, obtenido con la cámara electrónica, ha indicado
la presencia de moléculas de óxido de titanio con un detalle que nunca se había
conseguido de otro modo.
§. Las "huellas dactilares" de las estrellas
El fotografiar los espectros de las estrellas es una labor
extremadamente difícil y complicada. No podemos fotografiar ningún espectro si
la luz proveniente de las estrellas no se descompone en los distintos colores y
se separan sobre una banda. Para hacerlo necesitamos un espectroscopio, de
los que hay dos tipos distintos. Uno tiene un prisma de cristal para dispersar
la luz; el otro utiliza una red de difracción para conseguir el mismo
resultado.
El espectroscopio de prisma, el más corriente de los dos tipos, está
constituido por un prisma triangular de cristal que dispersa la luz incidente
de tal forma que los rayos de los diferentes colores son desviados según
distintos ángulos.
Primero la luz penetra por una delgada rendija, pasando después a través
de una lente para alinear paralelamente los rayos luminosos; éstos llegan luego
al prisma de forma triangular. Una vez separados por el prisma, los rayos de
luz son observados con un pequeño telescopio.
Cuando el astrofísico necesita los colores más separados de lo que puede
conseguir con un solo prisma utiliza dos o tres de ellos en su espectroscopio.
Dado que cada prisma absorbe parte de la luz incidente, queda menos cantidad de
ésta para formar el espectro. Un espectroscopio de esta clase sólo es útil para
estudiar los astros más brillantes.
El segundo tipo de espectroscopio utiliza una red de difracción para
descomponer la luz según sus distintas longitudes de onda. Una red consiste en
un gran número de rayas grabadas muy apretadamente sobre una lámina de cristal.
La distancia entre dos rayas consecutivas es de unas milésimas de milímetro. Al
pasar la luz a través de esa red se difracta en distintas direcciones, así como
las olas del mar se dispersan en diversas direcciones cuando pasan a través de
los agujeros de un rompeolas. La dirección según la cual los rayos luminosos
son desviados depende de su longitud de onda, y por lo tanto la red, como el
prisma, descompone la luz en sus distintos colores. La lámina de cristal sobre
la que se han grabado las rayas de la red no es necesario que sea transparente
para que pase la luz a su través. El método es eficaz si las rayas han sido
grabadas sobre una superficie pulida de aluminio, que refleje la luz como un
espejo.
Hablando en propiedad, el espectroscopio es un instrumento que
simplemente produce un espectro; el instrumento que a la vez nos permite
fotografiarlo se denomina espectrógrafo. En un espectrógrafo
se utiliza una cámara fotográfica en lugar del pequeño telescopio ocular del
espectroscopio ordinario.
Como hemos dicho anteriormente, la luz atraviesa una rendija al pasar
del telescopio al prisma o a la red. Esto es necesario casi siempre, pues en el
telescopio las imágenes de las estrellas no aparecen como puntos luminosos bien
definidos, sino en forma de pequeños círculos difusos. Si no se empleara una
rendija las líneas espectrales no podrían observarse claramente y sería muy
difícil el determinar sus posiciones con exactitud. La rendija, por lo tanto,
tiene gran importancia y debe ser una pieza de precisión. A cada lado presenta
dos “dientes” de acero, biselados y con libertad de moverse hacia ambos lados.
El movimiento de los dientes se regula mediante un tornillo, que permite
ajustar la rendija de acuerdo con la luminosidad de la estrella que se esté
estudiando.
Utilizando espectrógrafos de rendija los astrofísicos han descubierto
que el hidrógeno es el elemento más abundante del universo. Han encontrado
asimismo que las estrellas presentan campos magnéticos y eléctricos, y que hay
vapor de agua y anhídrido carbónico en las nubes de Venus, y amoníaco,
hidrógeno y metano en las de Júpiter.
Cuando los astrónomos efectúan estudios detallados del Sol o de las
demás estrellas, utilizan siempre un espectrógrafo de rendija. Pero si quieren
medir la posición exacta y la anchura de las rayas espectrales no basta con
sólo fotografiar el espectro. A menos que sepan con exactitud dónde deben caer
las rayas espectrales, no pueden sin más decidir si las rayas han sufrido o no
un corrimiento —por ejemplo, el corrimiento hacia el reloj antes descrito—.
Necesitan pues una especie de patrón con el que se puedan comparar los
espectros de las estrellas en cuestión.
Se consigue tal patrón fotografiando el espectro de algún elemento
químico bien conocido. Este espectro de comparación suele ser
el del hierro. La razón por la cual se ha escogido el hierro es que éste
produce rayas espectrales en todas las longitudes de onda del espectro visible.
Se hace una fotografía del espectro del hierro antes de fotografiar el espectro
de la estrella, y después se hace otra del primero. De este modo se tiene en
cuenta cualquier cambio en el propio espectrógrafo, debido al aire frío de la
noche, por ejemplo.
Al finalizar la operación dispondremos de una placa fotográfica con tres
espectros, uno encima del otro. En la parte superior figurará el primer
espectro de comparación del hierro, en medio del espectro de la estrella, y en
la parte inferior el segundo espectro de comparación del hierro.
Nuestro espectrograma o fotografía del espectro, debe
ser estudiado ahora con la ayuda de un microscopio de medición. Las precisas
mediciones de las rayas espectrales han proporcionado al astrofísico
sorprendentes resultados. Al determinar su posición y ver si se han desplazado
hacia el rojo o el azul del espectro, puede deducir cómo se mueve el Sol en el
espacio y a qué velocidad se alejan hacia las profundidades del universo los
distintos grupos de estrellas y de gases, a centenares y aun a millares de kilómetros
por segundo. Sin las rayas espectrales y la posibilidad de medir con exactitud
sus posiciones en las fotografías no hubiésemos conseguido estos conocimientos.
Cuando los astrónomos obtienen espectrogramas del Sol nunca representa
un problema el conseguir la luz suficiente. A menudo el problema estriba en
desechar alguna parte de la misma, y con tal objeto se utilizan otros aparatos
distintos de los sencillos espectrógrafos. Uno de los más importantes de éstos
es el espectroheliógrafo, inventado por el astrónomo americano
George Hale, quien impulsó la construcción del telescopio de cinco metros. El
objeto del espectroheliógrafo es fotografiar el Sol con luz de una sola
longitud de onda, es decir “monocromática”. Las fotografías de esta clase
permiten estudiar el particular comportamiento de un gas o de otra sustancia
sobre toda la superficie solar.
El espectroheliógrafo es, en realidad, un espectrógrafo de dos rendijas.
La parte principal consta de rendija, lente, prisma y cámara —como en el
espectrógrafo ordinario—. Pero además hay una segunda rendija, situada
precisamente delante de la placa fotográfica. Esta segunda rendija permite que
actúe sobre la placa la luz de una sola raya espectral. Poco antes de hacer la
foto se enfoca cuidadosamente la imagen del Sol, para que sólo la luz del borde
solar incida sobre la primera rendija. Se obtiene así un espectro y luego se
selecciona una raya del mismo para separarla mediante la segunda rendija.
Además, se mueven las dos rendijas mientras se impresiona la placa fotográfica.
Así se consigue barrer totalmente el disco solar, mientras que la segunda
rendija continúa aislando la raya escogida.
El resultado final es que en la fotografía se obtiene una imagen del Sol
con una sola y preseleccionada longitud de onda. El espectroheliógrafo permite
a los astrofísicos hacer fotografías del Sol que indican la distribución del
hidrógeno en la fotosfera y el calcio, por ejemplo, por debajo de ésta. Con
ello adquieren nuevos conocimientos acerca de los gases y sus movimientos en la
fotosfera, y sobre las alteraciones que experimentan.
Otro aparato especial para estudiar el Sol es el coronógrafo, inventado
por el astrónomo francés Bernard Lyot. Permite a los astrofísicos el observar
la corona, la cromosfera y las protuberancias solares en cualquier momento, sin
tener necesidad de esperar los breves instantes de la totalidad de un eclipse
de Sol. Lyot tuvo que superar dos obstáculos que normalmente nos impiden
efectuar dichas observaciones. El primero, la extraordinaria luminosidad de la
fotosfera, la cual, por contraste, hace que los detalles de su alrededor sean
demasiado oscuros como para poderlos ver. Lyot resolvió este problema
utilizando un telescopio refractor provisto de un disco metálico, que eliminaba
la imagen de la fotosfera. De este modo el instrumento producía artificialmente
un eclipse total de Sol.
El segundo problema -eliminar la innecesaria luz difundida por la
atmósfera terrestre— presentó mayores dificultades. Para solucionarlo colocó
delante del telescopio un largo tubo que impidiese la entrada de la luz
procedente del cielo circundante. El interior del tubo estaba engrasado, para
captar las partículas de polvo en suspensión que de otra forma difundirían
parte de la luz. Además, todas las lentes del telescopio fueron pulidas tan
perfectamente como se pudo, para evitar cualquier rayita que dispersase la luz.
Y puesto que aun las mejores lentes pueden llegar a dispersar algo de luz, Lyot
utilizó una sola lente como objetivo en lugar de las dos usuales.
Al emplear el coronógrafo desde un observatorio situado a gran altura,
donde la atmósfera terrestre es menos densa que al nivel del mar y produce, por
lo tanto, una dispersión menor de la luz solar, los astrónomos pueden observar
o fotografiar en cualquier momento las distintas regiones de la atmósfera del
Sol. Y al utilizar un espectroscopio pueden estudiar también los espectros de
dichas regiones.
Los resultados conseguidos con el coronógrafo han sido magníficos. Por
primera vez la corona es observada a cualquier hora del día. Esto quiere decir
que en vez de observarla durante unos dos minutos en el transcurso de un año
(durante un eclipse), los astrónomos pueden estudiar ahora dicha capa solar una
semana tras otra.
Excepto en los momentos de un eclipse total de Sol, la luz producida por la
fotosfera es tan intensa que impide ver la corona solar. El astrónomo francés
Bernard Lyot resolvió el problema mediante el coronógrafo. Consiste éste en un
refractor provisto de un disco metálico que eclipsa artificialmente la
fotosfera. Con un largo tubo se evita la luz difusa.
Además, mediante el coronógrafo se han hecho películas de las
protuberancias solares, con lo cual los astrofísicos han descubierto muchas
cosas relacionadas con la cromosfera y con las manchas solares.
Cuando los astrónomos obtienen espectros de la superficie solar pueden
separar las rayas de cualquier espectro muy extensamente y por lo tanto
estudiarlas con mucho detalle. La mejor manera de realizarlo es combinando un
espectroscopio de red con un telescopio de gran distancia focal. (Se dice que
un telescopio tiene una gran distancia focal cuando la imagen aparece enfocada
a mucha distancia de la lente objetivo o del espejo.) Un método consiste en
fijar el telescopio verticalmente construyendo una torre para sostenerlo. Así
se ha hecho, por ejemplo, en monte Wilson (Estados Unidos) y en Arcetri
(Italia).
Otro método estriba en colocar el telescopio horizontalmente sobre el
propio terreno, es decir, en construir un telescopio solar horizontal, como el
de monte Wilson (California) y el de Cambridge (Inglaterra). En cualquiera de
los dos métodos el telescopio permanece fijo y la luz solar es conducida a él
mediante dos grandes espejos planos, uno de los cuales sigue el movimiento del
Sol. El conjunto constituido por estos dos espejos se denomina celostato, lo
cual significa “paralizador del cielo”, y es esto precisamente lo que hace.
La luz pasa del celostato a un objetivo de 30 ó más metros de distancia
focal y la imagen del Sol se proyecta sobre la rendija del espectroscopio. En
las torres solares de monte Wilson y de Arcetri dicha rendija está al nivel del
suelo, y la luz que la atraviesa llega a la lente y a la red de un
espectroscopio situado en el fondo de un profundo pozo, donde se mantienen
frías.
Para dispersar ampliamente las rayas espectrales del Sol es necesario
disponer de un espectrógrafo de red y de un telescopio de gran distancia focal.
Dicho telescopio se monta a veces en una alta torre solar. Aquí vemos un corte
esquemático de la torre solar de monte Wilson, California. En su parte superior
está situado el celostato y en la inferior el espectrógrafo.
El telescopio solar horizontal está construido de forma parecida, pero
en vez de situar la lente en el fondo de un pozo se coloca en el extremo de un
largo túnel. Este túnel está hecho de madera y provisto de dobles paredes para
que también el espectroscopio permanezca frío. Con tales instrumentos se
obtienen imágenes del Sol de más de un metro de diámetro, pudiéndose
fotografiar espectros (que muestran millares de rayas) de pequeñas porciones de
una mancha solar o de la fotosfera.
§. Medición del calor y la luz
Los astrofísicos no sólo están interesados en las radiaciones luminosas
del Sol, sino también en aquellas que llegan en forma de calor. Necesitan medir
el efecto calorífico de las radiaciones infrarrojas y también de las visibles.
Para lograrlo utilizan el instrumento denominado pirheliómetro. Consiste
en un disco metálico ennegrecido cuya capacidad para almacenar calor es
conocida. Cuando una determinada cantidad de luz solar incide sobre el disco
aumenta su temperatura, lo que permite a los astrofísicos deducir la cantidad
de energía calorífica que produce el Sol.
En el capítulo anterior vimos que la atmósfera terrestre deja pasar
ciertas longitudes de onda con más facilidad que otras. Con el instrumento
denominado bolómetro podemos saber exactamente cómo se
comporta la atmósfera. El bolómetro se utiliza asimismo para medir la
temperatura de los planetas y aun de las estrellas más brillantes. Dicho
instrumento se funda en que al calentarse una pieza metálica pasa a su través
menor cantidad de electricidad que cuando está frío.
El bolómetro consta de dos delgadas cintas de platino. La primera está
colocada en el foco de un telescopio, donde puede absorber la radiación,
mientras que la segunda se encuentra a cubierto de tal radiación. Ambas cintas
están conectadas según un cierto circuito eléctrico equilibrado. Dicho circuito
se desequilibra cuando una cinta está más caliente que la otra, y el valor de
la corrección necesaria para restablecer el equilibrio nos suministrará la
temperatura de la estrella o del planeta en observación. Con el empleo de un
bolómetro y un espectroscopio se puede calcular la cantidad de energía que
transporta cada una de las distintas longitudes de onda que atraviesan la
atmósfera terrestre.
Otro artificio utilizado para evaluar la temperatura de los planetas y
de las estrellas brillantes es el par termoeléctrico. Con el bolómetro y el par
termoeléctrico los astrónomos han podido revisar sus determinaciones de la
luminosidad verdadera de las estrellas teniendo en cuenta las radiaciones
absorbidas por la atmósfera.
También se puede medir de esta forma la temperatura de los planetas y de
la Luna. La superficie de la Luna, por ejemplo, presenta una gran variación,
entre 100 ºC al mediodía, en su ecuador, y unos —157 ºC en la medianoche lunar.
Durante el verano la temperatura de Marte llega hasta 22 ºC —agradablemente
cálida—, por las noches el planeta se enfría hasta alcanzar —83 ºC, temperatura
muy baja, aun para nuestra Antártida.
Además de la intensidad del calor proveniente de los planetas y de las
estrellas, los astrofísicos necesitan conocer la cantidad de luz que recibimos
de dichos astros. Para medir la intensidad de la luz se utiliza el fotómetro. Un
tipo de estos instrumentos consiste en una bombilla eléctrica que produce una
imagen estelar cuya luminosidad puede regularse. Cuando el observador regula la
imagen, de modo que la vea con la misma luminosidad que la estrella que está
estudiando, puede evaluar la luminosidad aparente de dicha estrella. Hoy la
mayoría de las determinaciones de la intensidad luminosa se hacen por medios
eléctricos o fotográficos.
Cuanto más brillante sea una estrella mayor más densa será la imagen que
produzca sobre un negativo fotográfico. Por lo tanto, si fotografiamos un
cierto número de ellas, podremos deducir sus luminosidades comparándolas entre
sí sobre la placa. Este tipo de medición se realiza a menudo mediante el microfotómetro. En
un modelo de estos aparatos la luz atraviesa la placa y pasa directamente hacia
una célula fotoeléctrica, que engendra una minúscula corriente eléctrica cuando
la luz incide sobre ella. La intensidad de dicha corriente depende de la
cantidad de luz recibida y, por lo tanto, al medir la corriente producida por
la luz que atraviesa cada imagen estelar podemos inferir el brillo de cada una
de las estrellas.
El fundamento de un par termoeléctrico estriba en el hecho de que cuando
cierta cantidad de energía incide sobre la soldadura de dos metales distintos
se produce una corriente eléctrica. Si una soldadura recibe cierta cantidad de
energía, de un planeta por ejemplo, mientras que la otra permanece fría, la
corriente engendrada es suficiente para ser registrada mediante un
galvanómetro.
Otro tipo de fotómetro mide los tamaños de las imágenes estelares, que
aparecen sobre el negativo fotográfico como puntos negros sobre fondo claro.
Con este aparato se puede distinguir entre dos estrellas cuyos brillos difieran
en menos de un 1 %. Si en un fotómetro se utiliza un filtro rojo, una estrella
roja aparecerá más brillante que vista a través de un filtro azul. Para una
estrella azul ocurre exactamente lo contrario. Al comparar estos distintos
valores de la luminosidad deducidos con filtros diferentes, los astrofísicos
disponen de un método para saber los colores de las estrellas. Este índice
de color es fundamental en el estudio de la evolución de las
estrellas.
§. Las ondas de radio del espacio
Todos los instrumentos descritos hasta ahora utilizan las radiaciones
luminosas o caloríficas que recibimos de las estrellas y de las galaxias. A
partir de aquí vamos a considerar las radiaciones de mayor longitud de onda,
conocidas con el nombre de ondas radioeléctricas. Para
registrarlas tenemos que recurrir a los radiotelescopios.
Tales instrumentos han sido desarrollados muy recientemente. El año 1932
Karl Jansky, radiotécnico norteamericano, se dio cuenta de que ciertas ondas
radioeléctricas procedían del espacio exterior. Otro americano, Grote Reber,
aficionado a la radiotransmisión, lo confirmó en el año 1938. Estas
investigaciones se interrumpieron durante la segunda guerra mundial, pero
fueron reanudadas en 1946 y se diseñó el primer radiotelescopio.
Un radiotelescopio consta de dos partes principales: la antena y el
receptor de radio. La antena o “espejo” es la más espectacular. Aunque muy
impresionante, la antena es sólo una de las partes del equipo completo. La otra
es el receptor de radio, al que la antena envía las señales recibidas.
El receptor de un radiotelescopio debe ser un instrumento muy sensible.
Aun con grandes antenas las señales radio-eléctricas captadas son
extraordinariamente débiles en comparación con las registradas por nuestros
radiorreceptores caseros. Otra dificultad estriba en que también se captan
señales inesperadas —denominadas “ruidos”—. Esto quiere decir que el receptor
no sólo debe ser muy sensible, sino al propio tiempo capaz de separar de los
ruidos las señales objeto de estudio.
Allá por los años treinta un radiotécnico norteamericano, Karl Jansky, se
dio cuenta de que ciertas ondas radioeléctricas procedían del espacio exterior.
Este esquema indica cómo el "espejo" de un moderno radiotelescopio
refleja hacia una antena receptora todas las ondas que inciden sobre su
superficie.
Los radiotécnicos han desarrollado varios métodos para conseguir que los
receptores realicen tal función. Un ingenioso esquema selecciona la señal
requerida, que se recibe del espacio, y la amplifica hasta obtener otra muy
intensa. Esta nueva señal, en todos sus tipos de radiotelescopio, es enviada a
un aparato registrador en el que una pluma dibuja una gráfica automáticamente.
Las antenas de los radiotelescopios, aunque muy variadas en cuanto a su
aspecto, tienen una cosa en común: todas actúan de forma análoga al espejo de
un telescopio reflector ordinario. La razón por la cual las antenas de los
radiotelescopios parecen diferentes de los espejos de los telescopios
reflectores estriba en que la longitud de las ondas que recogen es mucho mayor
que la de la luz. Las longitudes de onda con las que opera el radioastrónomo
representan una pequeña fracción del radioespectro total.
Si el astrónomo desea recoger ondas de muy pequeña longitud y radiación
radioeléctrica proveniente de las estrellas, las galaxias y el gas
interestelar, debe utilizar un reflector parabólico. Para ondas muy cortas
dicho reflector está recubierto interiormente por laminillas de cobre, pero
para ondas de más de un metro de longitud es suficiente una superficie
reflectante de tela metálica, pues muchas de las ondas son demasiado grandes
para “escapar” por entre los huecos de la malla.
Anteriormente vimos que un gran telescopio óptico permite observar más
detalles que uno pequeño. Esto también es aplicable a los radiotelescopios.
Puesto que la antena reflectora, o espejo de un radiotelescopio, está fabricada
con metal en lugar de cristal, puede llegarse a construir de las dimensiones
que se deseen sin exponerse a perder precisión. La única limitación es que no
debe ser tan pesada que no pueda girar. Grandiosos radiotelescopios están en
servicio en Jodrell Bank (Inglaterra), Sidney (Australia) y en California y
Virginia Occidental (Estados Unidos).
Se puede obtener mayor poder separador utilizando más de un
radiotelescopio y combinando las ondas recibidas por una antena con las
recibidas por otra. Al combinar el radiotelescopio de 75 m de Jodrell Bank con
otra antena menor situada a 20 km de distancia, los radioastrónomos han
conseguido un poder separador 45 veces mayor. Un radiotelescopio que utilice
dos o más antenas se denomina radiointerferómetro, porque el
mayor poder separador se obtiene al hacer que las ondas radioeléctricas
recibidas por una antena “interfieran” con las recibidas por la otra.
Algunos de los radiointerferómetros construidos recientemente son de un
sorprendente tamaño. En Cambridge y en Sidney se emplean bastante con antenas
fijas de algunos centenares de metros de longitud. Aunque las antenas son
fijas, en el sentido de que no pueden girar como los grandes reflectores
parabólicos, pueden moverse algo en dirección norte-sur.
¡El movimiento este-oeste corre a cargo de la Tierra, que cada día gira
sobre su eje! En Sidney las dos antenas están dispuestas en forma de cruz y los
aparatos (pues hay dos de ellos) se conocen con el nombre de Cruces de Mills,
en honor a su inventor Bernard Mills. En Cambridge, una antena de 450 m de
longitud se utiliza en combinación con otra de 60 m. La antena menor, situada a
más de un tercio de kilómetro de la mayor, va montada sobre unos carriles que
permiten desplazarla, así como inclinarla en la dirección norte- sur. Cuando se
usa el conjunto de dos antenas como si fuera un único radiotelescopio no sólo
se consigue un mayor poder separador, sino que también resulta mucho más
sensible a las señales muy débiles. En California dos antenas parabólicas de 2
5 m, montadas cada una sobre sus rieles, se utilizan de esta forma. Los
radiointerferómetros se emplean muchísimo en radioastronomía y suministran a
los astrofísicos nuevos datos acerca de las lejanas galaxias, especialmente en
cuanto se refiere al número de ellas que hay en las distintas regiones del
espacio.
Los radiotelescopios también nos proporcionan nuevos conocimientos
acerca del Sol y de los planetas. Por ejemplo, la corona solar ha sido
registrada por los radiotelescopios hasta distancias de 30 millones de
kilómetros y se han obtenido muchos detalles sobre las fulguraciones y las
manchas solares. De Júpiter también nos llegan algunas señales radioeléctricas,
pero la razón de su presencia aún no está totalmente comprendida.
Varias nebulosas de nuestra propia Galaxia nos envían señales
radioeléctricas, y algunas son estrellas convertidas en novas. En efecto, la
nebulosa del Cangrejo es una de las más intensas radiofuentes, constituyendo
los restos de la explosión de una nova observada por los astrónomos chinos en
el año 1054. Hasta la actualidad se han catalogado más de 2.000 radiofuentes.
Con los radiotelescopios, los astrónomos pueden “oír” las estrellas que están
demasiado lejos para ser vistas con los telescopios ópticos. Los
radiotelescopios serán los principales instrumentos mediante los cuales un día
los astrónomos intentarán comunicarse con los seres inteligentes que puedan
existir en otros planetas que giren alrededor de estrellas muy alejadas del
Sol.
Capítulo 4
Vida y muerte de las estrellas
Contenido:
§. Brillo y temperatura de las estrellas
§. El tamaño de las estrellas
§. Los sistemas binarios y la masa de las estrellas
§. Cómo envejecen las estrellas
§. El nacimiento de las estrellas
Durante algún tiempo los astrónomos creyeron que las estrellas eran
eternas, sin principio ni fin. Hoy sabemos que no brillan indefinidamente, pues
evolucionan a lo largo de su vida y al final de la misma “mueren”.
Una estrella como el Sol, pongamos por caso, nace en el interior de la
Galaxia como una nube de polvo y gas que se acumula formando una esfera. A
medida que la materia que contiene este cuerpo se va concentrando gradualmente,
cada vez más hacia su centro, aumenta la temperatura en su interior; y continúa
creciendo hasta que empiezan a producirse reacciones nucleares. De esta forma
la estrella brillará y durará miles de millones de años. Después de
transcurrido un largo intervalo de tiempo, cuando ha consumido totalmente su
“combustible” de gas hidrógeno, cesan las reacciones nucleares y la estrella
pierde su luminosidad. Lo que sucede después es, probablemente, que la estrella
se encoge hasta constituir un cuerpo oscuro, extraordinariamente denso y
relativamente pequeño, que ya no es visible en el cielo.
§. Brillo y temperatura de las estrellas
Para estudiar con detalle la vida de las estrellas debemos empezar por
examinar las que vemos brillar en la actualidad, y anotar las diferencias que
observemos. En primer lugar, las estrellas se diferencian por su luminosidad.
Los astrónomos miden dicha luminosidad en unidades denominadas magnitudes. En
cierto sentido es un término poco afortunado, pues no tienen nada que ver con
el tamaño de las estrellas; además la escala de magnitudes es más bien de
oscurecimientos que de luminosidades. Una estrella de magnitud i es más
brillante que una de magnitud 2; ésta que una de magnitud 3, y así
sucesivamente. El primero que confeccionó un catálogo de estrellas dando cuenta
de su luminosidad fue el astrónomo griego Hiparco, que vivió alrededor del año
150 a. C. Unos 300 años después Tolomeo amplió el trabajo de Hiparco e hizo un
catálogo en el que utilizó el término magnitud. Tolomeo consideró seis
magnitudes estelares que pueden distinguirse a simple vista, siendo éste el
sistema de magnitudes utilizado hoy en día, aunque más preciso.
En dicho sistema una estrella de magnitud 1 es exactamente 100 veces más
brillante que una de magnitud 6. Puesto que hay cinco intervalos de magnitud
entre 1 y 6, una estrella de una magnitud determinada es unas 2 1/2 veces
más brillante que una estrella de la magnitud siguiente. Esto es así porque
2 1/2 × 2 1/2 ×
2 1/2 × 2 1/2 ×
2 1/2 es aproximadamente igual a 100. Puesto
que la escala de magnitudes varía aumentando o disminuyendo a intervalos
iguales, podemos ampliarla en cualquier dirección según nuestras necesidades.
Por ejemplo, podemos incluir estrellas tan débiles que no pueden apreciarse a
simple vista, como hacemos cuando decimos que el telescopio de 5 metros
fotografía estrellas de magnitud 21. También es posible ampliar la escala para
incluir estrellas muy brillantes. Para lograrlo basta comprender que una
estrella 2 1/2 veces más brillante que las de
magnitud 1 debe ser de magnitud o, y una 2 1/2 veces
más brillante que la de magnitud o debe ser de magnitud —1. En esta escala la
Luna llena tiene una magnitud de —12 1/2 y el
Sol una magnitud de unos —26 1/2.
Cuando utilizamos la escala de magnitudes de esta manera, sólo indicamos
la luminosidad de las estrellas según se nos aparecen observadas desde la
Tierra; estamos hablando por lo tanto de su magnitud aparente. Pero
dos estrellas que veamos exactamente con el mismo brillo pueden ser en realidad
de muy distinta luminosidad, al estar situada una de ellas a mucho menos
distancia de nosotros que la otra. Para comparar las luminosidades verdaderas
de dos estrellas —para obtener su magnitud absoluta— debemos
conocer no sólo sus brillos aparentes, sino también las distancias a que están
situadas. Cuando sabemos la distancia y la luminosidad, estamos en condiciones
de calcular el brillo que ambas presentarían si estuviesen a la misma
distancia. Esto nos suministra su magnitud absoluta, o luminosidad verdadera.
Cuando los astrónomos calculan magnitudes absolutas utilizan un determinado
patrón de distancias que indica el brillo con que aparecerían las estrellas si
estuviesen situadas exactamente a 32 1/2 años-
luz de nosotros.
Otro hecho importante que conocemos de las estrellas es que difieren en
su temperatura. Al final del capítulo segundo dijimos que podíamos
clasificarlas según sus espectros (O, B, A, F, G, K, M), en el sentido de más
caliente a más fría. En un extremo de esta serie figuran las estrellas más
calientes, del tipo O, cuyos átomos están en su mayoría ionizados, es decir,
separados de sus electrones; y casi todas sus radiaciones se sitúan en la zona
azul del espectro. En el otro extremo están las estrellas M, que irradian con
mayor intensidad hacia la zona roja del espectro. Puesto que se observan
moléculas en las atmósferas de las estrellas más frías, sus temperaturas no
pueden ser mucho mayores de unos 2.000 ºC —la temperatura de una llama
gaseosa—. No se han encontrado moléculas en las estrellas O, B, A, F, G y K
porque el calor las rompe, disgregándolas en sus átomos.
Los valores de las magnitudes absolutas de las estrellas de las
distintas clases espectrales demuestran que cuanto más caliente es una estrella
mayor luminosidad presenta. Esta relación entre magnitudes absolutas y
temperaturas sirve para deducir el ciclo de la vida de las estrellas. Como que
la mayoría cumple esta relación principal entre espectro y luminosidad, al
referirnos a ellas hablamos de las estrellas de la serie principal. Esta serie
comprende desde las estrellas O más calientes hasta las estrellas M más frías.
Entre las páginas 120 y 121, figura una tabla con datos importantes sobre las
estrellas de cada una de las siete clases que constituyen la serie principal.
Desde luego las estrellas no se ajustan a una clasificación tan sencilla
y ordenada como en principio puede sugerir nuestra tabla. De un tipo espectral
a otro hay un cambio gradual. Las estrellas del tipo O se mezclan con las del
B, las del B con las del A, y así sucesivamente. Para lograr situar las
estrellas en su posición correcta en dicha tabla, los astrónomos subdividieron
cada clase espectral en 10 subclases. Una estrella A5, por ejemplo,
está en una posición intermedia entre las estrellas más frías del tipo B y las
más calientes del tipo F. De forma parecida una estrella sólo un poco más fría
que las más frías del tipo A (A9) se incluirá en el subgrupo F0;
una estrella un poco más caliente que las más calientes del G se clasificará
como F9. La posición de cada estrella dentro de su clase se
establece exclusivamente a partir de la intensidad de las rayas que constituyen
su espectro.
Debido a ciertas razones de carácter distintivo, se incluyen otros
cuatro tipos de estrellas en el sistema de clasificación, y los cuatro caen
fuera de la serie principal desde O hasta M. Uno de estos tipos especiales es
el W5 —particularmente raro—, cuyas estrellas son aún mucho más
calientes que las de la clase O y presentan anchas bandas luminosas
correspondientes al hidrógeno y al helio. Su temperatura puede alcanzar los
100.000 ºC. En el otro extremo de la serie se encuentran las estrellas del tipo
N, cuyos espectros muestran bandas producidas por moléculas de compuestos
carbonados. La temperatura superficial de las estrellas N está comprendida
probablemente entre 3.000 y 2.000 ºC. Algo más calientes que las anteriores son
las estrellas del tipo R, que establecen una especie de unión entre las
estrellas N y las G. Dicho de otro modo, podemos asegurar que ciertas estrellas
se clasifican según una “ramificación” en G de la serie principal. En vez de
definirlas como K o M, deben ser consideradas distintas y, por lo tanto,
incluidas en los grupos R o N. Todavía hay otra ramificación del tipo K en la
serie principal, pues algunas estrellas más frías que las de este tipo no
pueden clasificarse como estrellas M; su luminosidad no es constante y su
espectro muestra bandas producidas por moléculas de óxido de circonio y de
óxido de titanio; se denominan estrellas S.
Al observar con cuidado las columnas de nuestra tabla nos damos cuenta
de dos hechos importantísimos. Primero, al desplazarnos hacia abajo, desde O
hasta M, notamos que el color de las estrellas varía del azul al rojo. Puesto
que sabemos que una llama muy caliente produce luz azul mientras que otra más
fría da luz roja, esto evidencia que las estrellas O son las más calientes y
las M las más frías. Al propio tiempo vemos que hay una mayor ionización en las
estrellas O que en las situadas en la parte inferior de la tabla. Ya que las
temperaturas altas producen más ionización que las bajas, esto demuestra que
debe haber diferencias de color. Estas dos características han permitido a los
astrónomos deducir las temperaturas superficiales de las diversas clases de
estrellas.
El conocimiento de la temperatura y del color también nos permite
descubrir cómo irradian energía las estrellas, y ello induce a los astrofísicos
a creer que las estrellas se comportan como un cuerpo negro. Este
es un cuerpo ideal que irradia luz intensamente al calentarlo y absorbe todas
las longitudes de onda que recibe cuando está frío. Esto significa que, como un
atizador, aparece completamente negro cuando está frío, pero al aumentar su
temperatura toma inicialmente una coloración roja oscura, luego rojo brillante,
y, al calentarlo aún más, emite luz amarilla, blanca y, finalmente, de una
tonalidad blancoazulada. Desde luego, esto es lo que observamos al recorrer la
serie principal de las estrellas desde la M hasta la O.
Afortunadamente los científicos saben cómo se comporta exactamente un
cuerpo negro cuando se calienta. Si conocemos el tamaño de un cuerpo negro
podemos saber con la mayor precisión su brillo a cualquier temperatura. De
forma parecida, si conocemos su temperatura y su brillo podemos calcular su
tamaño. Por lo tanto, si las estrellas se comportan realmente como cuerpos
negros, es posible deducir su tamaño a partir de su temperatura y de su
luminosidad verdadera.
Antes de continuar con los tamaños de las estrellas, debemos retroceder
y considerar nuestra tabla. Vemos en ella que el Sol, una estrella típica de la
clase G, tiene una magnitud absoluta de 5. Sin embargo Capella, otra estrella
típica de la clase G, tiene una magnitud absoluta de —1/2, lo cual significa
que es 150 veces más brillante que el Sol. Un problema análogo se presenta al
considerar las estrellas del tipo K. Arturo tiene una magnitud absoluta de o y
61 Cygni de 8, y para ello la relación de luminosidades es mayor que 1.500. En
las estrellas del tipo M dicha relación es aún más sorprendente. Betelgeuse
tiene una magnitud absoluta de —3 y Antares de —4, pero muchas estrellas M, con
magnitudes de 12 y 13, son demasiado débiles para ser observadas a simple vista
y más de un millón de veces menos luminosas que las estrellas brillantes de
esta misma clase. Esto indica que no debemos suponer que todas las estrellas de
la misma clase espectral tienen igual luminosidad, pues no ocurre así en las de
los tipos G, K, y M. La sencilla relación entre temperatura (determinada por la
clase espectral) y luminosidad es sólo cierta para algunas estrellas de la
serie principal.
En efecto, los astrofísicos se han visto obligados a reconocer que
existen dos clases de luminosidades entre las estrellas de un mismo tipo
espectral: las brillantes son emisores gigantes de radiaciones, mientras que,
en comparación, las oscuras son emisores enanos. Las palabras gigante y enano se
utilizan para caracterizar cada una de las dos clases de estrellas y se
refieren simplemente al brillo absoluto de las mismas. Pero, ¿dan a la vez
alguna idea sobre su tamaño?
§. El tamaño de las estrellas
No es posible contestar a esta pregunta con sólo mirar a través de un
telescopio y medir el tamaño de las estrellas, pues aun con los mayores
telescopios todas aparecen como simples puntos luminosos. Lo que sí podemos
hacer es aplicar nuestra hipótesis de que las estrellas se comportan como un
cuerpo negro.
Hemos dicho que cuando conocemos el brillo absoluto y la temperatura de
un cuerpo negro somos capaces de calcular su tamaño. Y dado que sabemos la
temperatura y el brillo absoluto de muchas de ellas, podemos calcular sus
diámetros.
Entre las estrellas de tipo G encontramos que Capella, 150 veces más
brillante que el Sol, presenta un diámetro 12 veces superior, o sea de más de
15 millones de kilómetros. Con respecto a las estrellas del tipo K son aún
mayores las relaciones entre sus diámetros. La estrella enana 61 Cygni tiene un
diámetro tres cuartas partes el del Sol y, por lo tanto, es menos brillante;
pero el luminoso gigante Arturo es 30 veces mayor, con un diámetro de 40
millones de kilómetros. Es en las estrellas del tipo M donde las gigantes y las
enanas muestran la mayor desproporción. Las enanas del tipo M son muy pequeñas,
presentando diámetros de menos de una tercera parte del solar, mientras que
algunas gigantes de dicho tipo alcanzan fantásticas dimensiones, como Antares que
es 300 veces mayor que el Sol, y Betelgeuse más de 400 veces. Esto requiere
decir que el diámetro de Antares es de unos 400 millones de kilómetros y el de
Betelgeuse de 5 50 millones. Si Antares se colocase en lugar del Sol encerraría
las órbitas de Mercurio, Venus y la Tierra.
Situada en la misma posición, Betelgeuse envolvería también la de Mane.
Tan brillantes y enormes son estas dos estrellas, en comparación con los
miembros enanos de su clase espectral, que se las denomina supergigantes.
Aquí se comparan los diámetros de cuatro estrellas. A la misma escala, el
Sol tendría el tamaño del agujero central producido por la punta del compás.
La mayor supergigante descubierta hasta el momento es la estrella e
(epsilon) del Cochero del tipo Kg. Tiene un diámetro 2.000 veces
superior al del Sol. ¡Si se pudiese situar en el centro del sistema solar se
extendería hasta cerca de la órbita de Saturno!
Estos cálculos de los diámetros estelares se fundan en la teoría de que
las estrellas irradian del mismo modo que un cuerpo negro. ¿Hay
alguna manera de confirmar si los valores son correctos? Para las estrellas
gigantes que no estén demasiado alejadas de nosotros hay dos formas de
comprobarlos. Una consiste en medir exactamente el tiempo que tarda el borde de
la Luna en ocultar la luz de la estrella. Puesto que la Luna no tiene
prácticamente atmósfera, cuando pasa por delante de la mayoría de las estrellas
su borde, muy bien definido, impide instantáneamente la llegada de la luz
proveniente de la estrella. Por el contrario, en el caso de las supergigantes,
dicho apagón es gradual. Mediante un fotómetro es posible determinar el
instante en que la luz desaparece totalmente. Sabemos la distancia que nos
separa de la estrella, también conocemos la velocidad de la Luna al recorrer el
cielo, y ahora nuestras mediciones nos dicen cuánto tiempo tarda la Luna en
atravesar el diámetro aparente de la estrella. De estos tres datos de
observación podemos deducir el diámetro real de la estrella.
El segundo método para comprobar el diámetro de una supergigante se
logra dividiendo la luz de la estrella en dos rayos distintos y volviéndolos a
reunir. (Un telescopio equipado de modo que los dos rayos interfieran de esta
forma se denomina interferómetro.) Este segundo método, como
el lunar, arroja unos resultados que confirman los obtenidos a partir de la
teoría del cuerpo negro. Así pues, aunque carecemos de un método para comprobar
el tamaño de las estrellas enanas, podemos trabajar con cierta seguridad de
admitir para las estrellas pequeñas los valores que nos proporciona la teoría
del cuerpo negro.
Descubrir el tamaño de las estrellas es sólo una de las interesantes
posibilidades sugeridas por la clasificación espectral de la tabla adjunta. Tal
clasificación constituye el punto de partida de otras muchas investigaciones
sobre el comportamiento de las estrellas. Para demostrar lo dicho
esquematicemos el denominado diagrama de Hertzprung-Russell, o
simplemente diagrama H-R.
El diagrama H-R pone de manifiesto que, en general, cuanto más caliente
es una estrella mayor es su magnitud absoluta. Por ejemplo, podemos ver que
muchas estrellas G, K, y M, que son frías, son también poco brillantes y
enanas, lo cual concuerda muy bien con la serie principal de las estrellas, al
variar su luminosidad y temperatura desde las estrellas azules O de la parte
superior hasta las enanas rojas de la inferior. ¿Y las gigantes y
supergigantes? Estas no están comprendidas entre las estrellas de la serie
principal. Deberíamos esperar que todas se encontraran entre las estrellas
calientes O y B, con temperaturas comprendidas entre i 11.000 y 40.000ºC, pero
la realidad es que existen supergigantes M y K frías, como Arturo y Betelgeuse,
con temperaturas entre los 2.000y 3.000 ºC. Dichas estrellas se observan en la
parte superior derecha del diagrama, junto a gigantes tales como Aldebarán y
Antares. Todas estas estrellas se sitúan por encima y fuera del conjunto
estelar general. Lo mismo puede decirse de otras estrellas muy brillantes, como
Canopus, supergigante del tipo F, 100.000 veces más luminosa que el Sol, y
Rigel, supergigante del tipo B, 10.000 veces más luminosa que nuestro astro
central. Estas estrellas se señalan en la parte superior del diagrama.
La importante cuestión que ahora nos toca resolver es explicar por qué
las estrellas gigantes y supergigantes (además de otras) ocupan posiciones
singulares en el diagrama H-R. Antes de estudiar por qué ocurre así, veamos lo
que conocemos en definitiva sobre el transcurso de la vida de una estrella
típica, basándonos en los hechos que hemos mencionado hasta el momento. Con
todo lo dicho sólo podemos hacer una suposición, considerando la teoría según
la cual las estrellas consumen su energía y su “combustible” para emitir luz,
disminuyendo por lo tanto de tamaño constantemente. Esta teoría nos sugeriría
que las estrellas empiezan siendo gigantes o supergigantes rojas; luego, a
medida que se contraen y aumentan de temperatura, podemos suponer que entran de
lleno en la serie principal como estrellas del tipo O y, consumiendo su
energía, se enfrían gradualmente y disminuyen de tamaño, recorriendo las etapas
del amarillo y el naranja de la serie principal hasta llegar a enanas rojas.
Esta fue la hipótesis de Henry Norris Russell, uno de los creadores del
diagrama de Hertzsprung- Russell. Pero fue sólo una hipótesis.
§. Los sistemas binarios y la masa de las estrellas
El principal dato que poseemos de las estrellas, su masa, lo debemos al
estudio de los denominados sistemas binarios. Un sistema
binario consiste en dos estrellas relativamente próximas entre sí y tales que
giran la una alrededor de la otra. Aunque estas “estrellas dobles” no pueden
observarse a simple vista como dos estrellas distintas, un telescopio permite
separarlas y la exploración del espacio ha demostrado la existencia de un gran
número de estos sistemas. Por ejemplo, podemos ver la estrella del Can Mayor,
Sirio, pero sin un telescopio nunca hubiésemos conocido a su pequeña compañera,
el “Cachorro”, con la que constituye un sistema binario. Mizar, una de las
estrellas del mástil del Carro, es también una estrella doble cuando la
observamos a través del telescopio.
Si se estudia un sistema binario durante cierto número de años, se puede
calcular la forma de las órbitas de las estrellas componentes y cuánto tardan
en dar una vuelta completa. Una vez hecho esto, es posible comparar la masa de
una estrella con la de su compañera.
Al llegar a este punto de nuestra investigación ya podemos afirmar, por
ejemplo, que una estrella es cinco veces más pesada que la otra, o cien veces;
en fin, cuál es la relación entre sus masas. Pero no podemos indicar aún cuál
es la masa de ninguna de las dos en comparación con las del Sol o de la Tierra.
Dicho de otro modo, conocemos las masas relativas pero no la total, y la razón
de ello no es difícil de comprender. Hasta ahora sólo hemos descubierto la
forma de la órbita y el tiempo que tardan ambas estrellas en dar una vuelta
completa. No conocemos aún el tamaño de dicha órbita, lo cual significa que aún
no sabemos cuál es la distancia que realmente existe entre las dos estrellas y
las velocidades con las cuales deben moverse en sus órbitas. Pero es posible
determinar las dimensiones de estas órbitas si calculamos la distancia a que se
encuentra el sistema binario en cuestión.
Si Sirio fuera una estrella única, seguiría una trayectoria rectilínea
(línea punteada de la izquierda). En realidad, sigue la trayectoria en zigzag
(curva de trazo grueso). Esto hizo suponer a los astrónomos, en 1844, que dicha
estrella tenía una compañera, que fue observada por vez primera en 1862.
Afortunadamente hay muchos sistemas binarios suficientemente próximos
para que sea posible medir sus distancias, por lo que ya se ha calculado la
masa de un considerable número de estrellas.
El determinar la órbita de un sistema binario no es tarea sencilla.
Primero, las estrellas en cuestión están tan alejadas que sus órbitas aparecen
extraordinariamente pequeñas. Sólo podemos deducirlas mediante delicadas
mediciones que nos permitan comparar, de vez en cuando, la posición de una de
las estrellas con relación a la otra. Además de esto, gran número de binarias
necesitan muchos años, y aun muchas décadas, para describir sus órbitas. Esto
significa que se debe efectuar gran número de observaciones y compararlas
minuciosamente antes de poder alcanzar la información necesaria.
Las observaciones se realizan mirando a través del telescopio o mediante
fotografías. Para las observaciones visuales se acopla al ocular un pequeño
micrómetro, que permite al observador realizar medidas extraordinariamente
precisas del ángulo y de la distancia aparente entre las dos estrellas. Cuando
se recurre a la fotografía, se hacen exposiciones de vez en cuando y se miden
en cada placa los cambios de posición de las estrellas.
Se han reconocido sistemas binarios aunque sus estrellas estén muy
juntas entre sí —o muy alejadas de nosotros— de modo que sólo aparezcan como
una estela única en el telescopio. Una forma de detectarlas es observando el
puntúo luminoso (denominado anillo de difracción) que producen en el
telescopio. Si el anillo aparece alargado es posible que la deformación sea
debida a dos estrellas muy juntas, y no a una estrella única. Entonces podemos
utilizar un interferómetro para separar los dos puntos superpuestos y medir el
ángulo que forman. Pero este método no es viable si las dos estrellas están muy
juntas o demasiado alejadas. Se pueden reconocer las binarias y calcular sus
órbitas sólo con la ayuda de un espectroscopio; tales estrellas se conocen con
el nombre de binarias espectroscópicas.
Puesto que cada una de las dos estrellas de un sistema binario se mueve
alrededor de la otra, a veces una se acercará hada nosotros mientras que la
otra se alejará; pero también otras veces las dos estrellas solamente se
moverán a lo largo de nuestra línea visual. Cuando ambas se muevan a lo largo
de dicha línea darán un espectro con rayas simples y claras. Pero cuando una se
mueva hacia nosotros y la otra se aleje, las rayas espectrales producidas por
una de ellas se desplazarán hacia el extremo azul del espectro, mientras que
las producidas por la otra se desplazarán hacia el extremo rojo. Cuando esto
suceda serán dobles las rayas producidas por la totalidad del sistema binario.
El tiempo transcurrido entre estos cambios en las rayas espectrales —de
simples a dobles y de nuevo a simples— permite al astrofísico deducir el tiempo
que tarda cada estrella en recorrer la mitad de su órbita alrededor de la otra.
De éste puede conocerse el período de revolución orbital.
A veces el astrofísico no llega ni a observar doble el espectro. Esto
sucede, por ejemplo, cuando una estrella es mucho menos brillante que la otra.
Y, aun entonces, la estrella más brillante presentará una periódica variación
en su desplazamiento entre los extremos azul y rojo. Esto permite calcular los
cambios en la velocidad de la estrella y deducir la denominada curva de
velocidad.
A través del estudio de las binarias los astrónomos han adquirido la mayoría
de sus conocimientos sobre las masas de las estrellas, esto es, la cantidad de
materia que las constituyen. Esta gráfica muestra las masas de cierto número de
estrellas (escala horizontal) con relación a sus luminosidades absolutas
(escala vertical). La curva de la gráfica indica que en general las estrellas
de mayor masa son las más luminosas.
Puesto que en un sistema binario ambas estrellas tardan el mismo tiempo
en completar su órbita, las consecuencias que se desprendan de esta curva se
podrán aplicar tanto a la estrella oscura como a la brillante. La curva de
velocidad también puede indicar al astrofísico si la órbita de un sistema
binario es casi circular o muy ovalada. Si es casi circular el cambio del
corrimiento hacia el rojo al corrimiento hacia el azul y de nuevo al rojo será
permanente y gradual. Si la órbita es muy ovalada dicho cambio se llevará a
cabo en una forma muy desigual. Aunque el astrofísico no puede ver una binaria
espectroscópica, la curva de velocidad que deduce le indica no sólo el tiempo
que tardan las dos estrellas en dar una vuelta completa alrededor de sus
órbitas, sino también la forma de dichas órbitas. Ahora ya puede decir algo
sobre la masa total del sistema. Pero sin la observación visual no es posible
calcular la masa individual de cada estrella.
El astrofísico no es capaz de elaborar ninguna teoría completa sobre el
ciclo vital de una estrella sin haber recogido cuanta información precisa sobre
su masa. Puesto que las binarias constituyen su principal fuente de información
no puede dejar de considerar ninguna de ellas. Otra clase de binarias son las
denominadas binarias a eclipses. Son estrellas dobles cuyas
órbitas están situadas de tal manera que sólo pueden observarse “de canto”.
Muy a menudo una de las dos estrellas del sistema es brillante y la otra
oscura. A veces recibimos la luz de ambas estrellas; pero otras veces la oscura
eclipsa a la brillante y la brillante eclipsa a la oscura. De las variaciones
de la cantidad de luz que recibimos del sistema, los astrofísicos pueden
calcular la relación entre las masas de las dos estrellas.
Hertzsprung y Russell idearon un gráfico especial para mostrar la relación
entre la temperatura y la luminosidad de las estrellas. En el diagrama de
Hertzsprung-Russell, al lado, cuanto más cerca está una estrella de la parte
superior menor es su magnitud absoluta y, por lo tanto, mayor es su verdadera
luminosidad. Cuanto más cerca está una estrella del borde izquierdo más elevada
es su temperatura.
Hace más de un siglo que los astrónomos comenzaron a dedicarse a las
binarias, y durante este período se ha calculado la masa de un gran número de
estas estrellas. Veamos ahora cómo aprovechamos esta información, tan
difícilmente conseguida.
Empezaremos por hacer un diagrama algo parecido al de
Hertzsprung-Russell, también adjunto. Pero esta vez, en lugar de poner las
clases espectrales O, B, A, y restantes en la parte inferior del diagrama, lo
construiremos según la masa. Cada punto de nuestro diagrama nos indicará ahora
hechos complementarios acerca de las estrellas. Cuanto más alejada está una
estrella hacia la derecha del diagrama, mayor es su masa. Y cuanto más cercana
está de la parte superior del mismo, mayor es su luminosidad o
brillo absoluto. Ya podemos ver directamente que las estrellas de menor masa
—las que contienen menos materia— son las más débiles.
Este diagrama está dibujado con un reticulado como el de Hertzsprung-
Russell. Siguiendo las flechas indicadas encima de cada línea es posible
comprender por qué los astrónomos creen en la existencia de tres distintas
clases de estrellas, por cuanto se diferencian en su luminosidad y temperatura
a medida que envejecen. (Cuanto más arriba más luminosa, y cuanto más a la
izquierda más caliente.)
Las estrellas de mayor masa —las que tienen más materia— son más
brillantes. Y el paso de unas a otras es muy suave y gradual. Sabemos ya que
las estrellas de los tipos O y B son en general brillantes, mientras que las de
los tipos K y M son casi siempre débiles. Por lo tanto, podemos concluir que
las estrellas O y B son, por lo regular, de mayor masa que las K y M.
Como era de esperar, hay algunas excepciones a la regla. Estrellas tales
como el “Cachorro” (la compañera de Sirio) son conocidas cono enanas
blancas y no tienen cabida en el esquema general. Son estrellas muy
densas, pero muy débiles. Existen también algunas estrellas de pequeña masa que
son muy luminosas. Pero lo que tiene más importancia es el hecho de que las
estrellas brillantes de los tipos O y B son, normalmente, de mayor masa que las
débiles K y M.
Esta relación entre la masa y la luminosidad (o brillo absoluto) es
fundamental para comprender la vida y la muerte de las estrellas; también es
importante saber la clase de materia que hay bajo la superficie de las
estrellas. En las de la serie principal, el hidrógeno es, con exceso, el
elemento más abundante, siguiéndole el helio, en proporción parecida a la de
aquél.
En efecto, el hidrógeno y el helio juntos constituyen la mayor parte de
la masa de las estrellas, estando presentes todos los demás elementos en
cantidades muy inferiores. Como ejemplo consideremos el Sol, bastante parecido
en este aspecto a cualquier otra estrella de la serie principal. Algo más de un
90 % de su masa es hidrógeno y sólo un poco más del 9 % es helio. El resto, un
1 %, está constituido por otros elementos, de entre los cuales el carbono y el
nitrógeno son los más importantes.
§. Cómo envejecen las estrellas
A medida que una estrella envejece consume su “combustible” hidrógeno.
Al disminuir gradualmente la reserva del mismo la cantidad de helio aumenta por
el contrario. Según vimos en el segundo capítulo, hay dos posibles causas de
reacciones atómicas para explicar este hecho. La primera reacción produce helio
a partir de protones (que son, simplemente, núcleos de hidrógeno). La segunda
transforma los núcleos de hidrógeno y de carbono en núcleos de helio y de
carbono. En ambos casos se transmutan los átomos de hidrógeno, emitiéndose
energía radiante y obteniéndose a la vez átomos de helio. En este sentido
podemos considerar al hidrógeno como “combustible” atómico, que se consume
constantemente, y al helio como “ceniza atómica”, que queda como residuo
después de engendrar energía. El incremento del helio, combinado con la
velocidad de rotación de una estrella, influye notablemente sobre el futuro de
la misma. Si ésta presenta una rápida rotación todos los átomos pueden
removerse profundamente y mezclarse a fondo. Por lo tanto el hidrógeno de la
parte exterior circulará hacia las regiones internas, compensando en parte el
utilizado en la producción de energía de la estrella, mientras que una cierta
proporción de la ceniza de helio interior se verá empujada hacia el exterior.
Pero si una estrella gira lentamente, como el Sol, los átomos se mezclarán
mucho menos y el helio tenderá a permanecer en las regiones centrales.
Esta concentración de las “cenizas” de helio tiene un importante efecto
sobre cuanto sucede dentro de una estrella de rotación lenta. Puesto que los
átomos de helio son más pesados que los de hidrógeno, tienden a impedir el
flujo de energía del centro de la periferia de la estrella. Dicho de otro modo,
el helio es más opaco a la radiación que el hidrógeno, de donde resulta que la
región central de la estrella presentará cada vez más resistencia al paso de
las radiaciones. La mayor parte de la energía producida no encontrará pues la
manera de salir al exterior con la suficiente rapidez. El centro de la estrella
se calentará, con lo cual aumentará la velocidad de las reacciones nucleares, y
cuando eventualmente la radiación llegue a la superficie también calentará a
ésta. La estrella, por lo tanto, se calienta gradualmente y asciende a lo largo
de la serie principal. Empezando como estrella del tipo M, se transforma poco a
poco en K, luego en G, y después en F.
Esta parece ser la evolución de la mayoría de las estrellas al
envejecer, muy distinta de la imaginada por Henry Norris Russell cuando por vez
primera sacó sus conclusiones del diagrama de Hertszprung-Russell. Hoy en día
los astrónomos creen que el Sol ha ascendido a lo largo de la serie principal.
Suponen que empezó su vida como una enana del tipo M, hace más de 4.000
millones de años. Desde entonces se ha ido calentando, pasando primero al tipo
K y luego al G, donde se encuentra actualmente y donde parece que ha
permanecido por lo menos desde hace 500 millones de años.
No resulta muy difícil comprender por qué una estrella asciende por la
serie principal desde M a K, luego a G, y más adelante a F. Pero, ¿y qué sucede
después? Cuando una estrella llega al estadio F de su evolución la temperatura
en su centro llega a ser de más de 20 millones de grados, y a dicha temperatura
las reacciones atómicas productoras de energía experimentan un cambio radical.
En vez de transformar directamente en helio la mayor parte del hidrógeno, ahora
la estrella empieza a producir helio a partir del hidrógeno y el carbono. Este
segundo tipo de reacción, denominada ciclo del carbono, consume
el hidrógeno muy rápidamente. Por lo tanto el futuro de la estrella no sólo
dependerá ahora de sus reservas de hidrógeno disponible, sino también de la
cantidad de helio que se acumule en sus regiones centrales. Y este último hecho
depende de la velocidad de rotación de la estrella.
Los astrónomos han llegado a la conclusión de que una estrella qué haya
alcanzado la clase F puede proseguir su evolución de dos formas muy distintas.
Si gira rápidamente, parte de su helio será eliminado de la región central y
circulará hacia el exterior y, además, el hidrógeno de las capas periféricas
será llevado a la región central, donde tienen lugar las reacciones atómicas.
Una estrella de esta clase continuará aumentando su luminosidad hasta llegar al
tipo A.
En cambio si la estrella gira lentamente, como ocurre con el Sol, el
ciclo del carbono dará lugar a una rápida combustión del hidrógeno en las
regiones centrales y a un notable incremento del porcentaje de helio. Entonces
parte de la energía continuará fluyendo hacia el exterior de la estrella y la
región central llegará a alcanzar una temperatura estable y permanente. Se
consumirá más hidrógeno y la parte central disminuirá de volumen, y mientras
dure esta reducción las zonas periféricas de la estrella comenzarán a
expansionarse. Sus radiaciones comenzarán a llegarnos procedentes de una
inmensa superficie a temperatura no demasiado elevada. Es decir, la estrella se
habrá convertido en una gigante roja. A medida que transcurra el tiempo habrá
menos hidrógeno disponible y toda la estrella experimentará una contracción.
Durante el período de gigante roja ocurren otras reacciones, que pueden
tener lugar a temperaturas inferiores, pues se produce helio cuando el
hidrógeno reacciona con átomos de berilio, boro y litio. Puesto que la estrella
gira lentamente y sus elementos no están bien mezclados, dichas reacciones se
efectúan a velocidad variable. En consecuencia la estrella cambia de brillo de
vez en cuando y se convierte en una de las denominadas variables. Muchísimas
de éstas tardan de tres meses a dos años en completar su ciclo de luz luminosa
a débil y de nuevo a luminosa, y tales estrellas se clasifican como variables
de largo período. A medida que se consume cada vez más hidrógeno, la
radiación estelar puede llegar a variar más rápidamente y el ciclo a durar sólo
unas pocas horas. Estas variables de corto período se conocen
con el nombre de Cefeidas, pues la primera de ellas fue descubierta en la
constelación de Cefeo. Existen otras variables de corto período denominadas RR
Lyrae. Cuando una gigante roja envejece aún más puede convertirse en una
variable RR Lyrae antes que en una Cefeida.
Por el momento podemos decir que una estrella de pequeña velocidad de
rotación ha tenido una vida muy agitada. Después de ascender por la serie
principal de M a F se convirtió en una gigante roja y, probablemente también,
en una variable de largo período. Luego se transformó en estrella variable de
corto período, más pequeña pero aún bastante brillante. La estrella de gran
velocidad de rotación ha tenido en comparación una vida muy tranquila,
remontándose lentamente por la serie principal desde M a K, G, F y A. Pero
ahora surge una nueva pregunta para ambos grupos de estrellas: ¿Qué sucede
después? Los dos grupos han consumido ya prácticamente su hidrógeno y se están
acercando- a las últimas etapas de su vida. ¿Podemos decir con exactitud cuáles
son estas etapas? Aunque es imposible tener una completa seguridad de cuáles
serán, los astrofísicos creen que pueden reducir todas las posibilidades a las
tres respuestas más probables. Una de ellas es que la estrella, habiendo
consumido casi todas sus reservas de hidrógeno, empieza a encogerse muy
rápidamente. Esto ocurre porque es insuficiente la radiación producida en el
interior de la estrella, radiación que ejerce una presión hacia el exterior que
debería equilibrar a la fuerza gravitatoria. Ahora la estrella empieza a
desplomarse hacia su interior, cuando sus regiones centrales están constituidas
por núcleos de helio y de otros átomos muy juntos. En estas condiciones la
radiación del interior de la estrella no puede escapar hacia la superficie, y
sólo la engendrada cerca de la superficie puede ser emitida al espacio. La
estrella es ahora un cuerpo denso y relativamente débil, pero de bastante masa,
que emite luz blanca o casi azulada. Se ha transformado en una enana blanca y
se encuentra en la parte inferior de la región central del diagrama de
Hertzsprung-Russell.
La segunda posibilidad es que la estrella continúe debilitándose y
encogiéndose hasta que deje de brillar por completo. Las regiones centrales
están ahora constituidas por átomos despojados de sus electrones y fuertemente
apretados —“materia degenerada ’—, que no pueden emitir radiación. La estrella
está completamente muerta. Probablemente las enanas blancas también terminan su
vida de esta manera. Existe todavía una tercera posibilidad. Supongamos que una
estrella esté envejeciendo a la vez que disminuyendo de tamaño y cuyos
elementos constituyentes se encuentren muy poco mezclados y que, por alguna
razón, en un momento determinado llegue una gran cantidad de hidrógeno a las
regiones centrales.
Cuando esto suceda la radiación estelar experimentará un terrible
incremento, de tal forma que la fuerza expansiva de la radiación la hará
estallar como un gran globo de brillante gas. Tal estrella explosiva aumenta
rápidamente su luminosidad de una forma increíble. Si dicha luminosidad aumenta
unas 10.000 veces (10 magnitudes) la estrella se denomina nova, o
estrella nueva. Probablemente la estrella era demasiado débil para ser
observable a simple vista, y con la explosión aparece brillante en el cielo nocturno
como una nueva estrella. Si la explosión es de tal magnitud que la luminosidad
de la estrella llega a ser fantástica, la estrella se denomina supernova. Mientras
que una nova puede ser de 10.000 a 160.000 veces más brillante que el Sol, una
supernova puede sobrepasar la luminosidad del Sol en 10 ó más millones de
veces.
Una supernova indica al parecer que ha ocurrido la total explosión de
una gran proporción de la materia estelar, pero tales explosiones son bastante
raras. En los últimos mil años sólo se han observado tres en nuestra Galaxia.
La primera de ellas, observada el año 1054 d. C., es visible ahora mediante el
telescopio como una nube gaseosa en expansión. Se la conoce con el nombre de
nebulosa del Cangrejo. Otra supernova apareció en la constelación de Casiopea
en 1572, y una tercera en la de Sagitario en 1904. Las novas son menos raras, y
desde 1918 se han descubierto algo más de media docena. Ninguna de ellas puede
observarse en la actualidad a simple vista. Después de experimentar una
explosión tipo supernova, la estrella disminuye de tamaño y “muere”, pues ha
consumido toda su energía y su centro es una masa de materia degenerada. En
cambio, después de la explosión de una nova, mucho menos destructora, la
estrella pierde sólo su luminosidad pero puede tener todavía reservas
suficientes como para reaparecer de nuevo después de algún tiempo.
Hasta ahora hemos seguido la evolución de la vida de las estrellas a lo
largo de la serie principal desde el tipo M hasta el F o el A, viendo su
transformación en gigante roja y en enana blanca. También hemos visto cómo las
estrellas pueden acabar su existencia. Pero todavía no hemos dicho nada con
respecto a las estrellas de los tipos O y B. ¿Es que son distintas de las demás
estrellas? Los astrofísicos creen que lo son, que de muy jóvenes están
constituidas por elementos perfectamente mezclados que irradian energía en
proporciones inmensas. Tales estrellas presentan una gran masa, y se cree que
tienen una zona central rodeada de una grandiosa atmósfera que irradia
brillantemente. En efecto, su espectro indica claramente una envolvente
luminosa de gas que rodea la zona central. Algunas de estas estrellas presentan
una envolvente tan excepcional que sus espectros están constituidos,
principalmente, por rayas brillantes producidas por el luminoso gas. Tales
estrellas fueron descubiertas en 1867 por dos astrónomos franceses, G. Wolf y
G. Rayet, y se les denomina estrellas de Wolf-Rayet. (A veces
también se las clasifica como estrellas W.) Dichas estrellas, cuya vida es
probablemente 10 veces más corta que la del Sol, pueden empezar a existir como
enormes cantidades de gas que se comprimen rápidamente dando lugar a las
gigantes rojas. El ciclo del carbono no empieza probablemente en estas
estrellas hasta concluir la etapa de gigante roja. Esto indica que se
encuentran en la parte superior de la serie principal, como tipos A o F.
Luego, desprendiendo energía a raudales, pasan de A a B y a O. En esta
etapa brillan con una intensa luz azulada y presentan elevadas temperaturas
superficiales. Hasta experimentar este cambio no empiezan a contraerse y a
debilitarse, hasta que al fin mueren. Según parece, para llegar a la parte
superior de la serie principal la estrella debe estar muy avanzada en la lista,
ya sea como A o F, o G, pero de ninguna manera como K o M.
Los astrofísicos dudan de si son correctas estas ideas sobre la
evolución de las estrellas. Sin embargo se puede decir en su favor que por lo
menos relacionan todas las distintas clases de estrellas observables en el
esquema general, recurriendo a las reacciones nucleares para explicar por qué
emiten radiaciones y cómo cambian a medida que envejecen. Al propio tiempo dan
razón de la relación entre la masa y la luminosidad de una estrella.
§. El nacimiento de las estrellas
Hay otra importante cuestión que aún no hemos mencionado: el origen de
las estrellas. ¿Cómo nacen? De nuevo, nadie está seguro de la respuesta, pero
parece ser que las estrellas se forman a partir del gas presente en una
galaxia. En el primer capítulo vimos que dicho gas puede observarse como
enormes nubes denominadas nebulosas, siendo unas oscuras y otras brillantes y
luminosas, extendiéndose todas ellas sobre grandes superficies. El gas,
tenuemente distribuido, empieza a brillar por efecto de la radiación de las
estrellas de los tipos O y B que están sumergidas en él y que, como acabamos de
ver, son estrellas jóvenes. Esto parece indicar que hasta cierto punto las
estrellas jóvenes están asociadas a nebulosas. Las nebulosas del Cisne y de
Sagitario son buen ejemplo de lo dicho.
Un detenido estudio de algunas fotografías de nebulosas bastante
próximas, tales como la magnífica de la “espada” de Orion, indica que contienen
muchos “glóbulos” oscuros de gas más concentrado. Algunos astrofísicos opinan
que en la actualidad estas estrellas supergigantes se encuentran en proceso de
formación. Por lo tanto, posiblemente las estrellas O y B de las nebulosas
también se formaron de esta manera. Primero debieron de tomar el aspecto de
manchas densas, que después, cual globos gaseosos, se concentraron alrededor de
su núcleo central. Cuando se hubieron contraído ya lo suficiente para comprimir
sus átomos centrales, iniciando el ciclo del carbono, empezaron a brillar como
estrellas. A medida que iban adquiriendo luminosidad hasta hicieron notar su
presencia en toda la nebulosa que comenzó a brillar por sí misma debido a la
gran cantidad de radiación que aquéllas liberaban. Esta puede ser, por
consiguiente, la manera como se originaron las estrellas gigantes y
supergigantes. Pero, ¿y las restantes estrellas, se formaron de modo similar?
Para las estrellas más normales, tales como el Sol, la materia prima es
probablemente este gas esparcido por el espacio interestelar que se extiende a
lo largo de nuestra Galaxia. Dicho gas se compone fundamentalmente de
hidrógeno, a la vez que de otros elementos ligeros, y es tan poco denso que por
término medio no contiene más de un átomo por centímetro cúbico, en comparación
con los miles de millones que hay en un centímetro cúbico de hierro metálico.
No obstante, nuestra Galaxia ocupa un número de centímetros cúbicos tan enorme
que el número total de átomos bastaría para formar millones de estrellas.
Como es de suponer, este gas no se encuentra uniformemente distribuido
por toda la Galaxia. En algunas regiones constituye porciones de cierta
densidad a las que denominamos nebulosas; en otras partes está esparcido sólo
muy tenuemente, de modo que somos incapaces de verlo, y únicamente conocemos su
existencia gracias a las ondas radioeléctricas que emite —y que son registradas
por los radiotelescopios—.
Además de este gas interestelar, también hay “polvo” interestelar en
nuestra Galaxia. Este polvo no se encuentra en tan gran cantidad como el gas,
ni mucho menos, y presenta una composición algo misteriosa. Puede que contenga
cristales de hielo u otras sustancias. De todos modos, la mayor parte de las
partículas de polvo son pequeñas, aunque algunas lleguen a tener hasta varios
metros de diámetro. Dichas partículas de polvo producen dos efectos diferentes,
observables desde la Tierra. En primer lugar, dispersan la luz azulada, lo cual
hace que las estrellas lejanas parezcan más rojas de lo que son en realidad, de
la misma manera que el polvo de nuestra atmósfera hace que a menudo el Sol
parezca una especie de globo rojo proyectándose sobre el cielo. Además, las
nubes de polvo pueden verse a menudo en la Vía Láctea en forma de nebulosas
oscuras. (Como ejemplo, citemos la nebulosa Cabeza de Caballo y la nebulosa
Saco de Carbón.) Esto demuestra que, como el gas interestelar, no está
uniformemente distribuido por todo el espacio.
Por lo tanto, el polvo y el gas aparecen más concentrados en unas
regiones que en otras, y los astrofísicos creen que las estrellas se empezaron
a formar en tales regiones más densas. Nuestra propia estrella, el Sol, se
formó según un proceso similar de concentración de gas en forma de globo,
calentándose y empezando a emitir radiaciones producidas por reacciones
nucleares.
Hay nueve planetas y un enjambre de asteroides girando continuamente
alrededor del Sol. Ahora debemos preguntarnos si también estos cuerpos se
formaron a partir del gas y del polvo interestelar de una manera parecida a la
de las estrellas. Algunos astrofísicos opinan que el sistema solar se produjo a
su vez a partir de la materia del Sol después de que éste llegó a ser estrella.
Otros creen que los planetas son condensaciones de pequeñas porciones de gas y
polvo interestelares, “residuos’ de la formación del Sol. De todos modos, ambas
teorías aceptan la idea de que el Sol se formó antes que los planetas.
Ciertos intentos para explicar la formación del Sol y de los planetas
requieren la presencia de una estrella “intrusa”. Algunos científicos han
sugerido que una segunda estrella se acercó mucho al Sol, rozándolo al pasar.
Otros han supuesto una colisión con alguna estrella. En cualquiera de los casos
se habrían liberado grandes cantidades de gas, que se concentrarían en
gigantescas “gotas”, que con el tiempo se condensarían y se convertirían en
planetas.
Una teoría presenta al Sol y a otra estrella como constituyentes de un
sistema binario. Una explosión tipo nova de la compañera del Sol puede haber
disgregado dicho sistema, habiéndose formado los planetas de la parte de gas
que quedé) junto al Sol. Y, todavía, la compañera del Sol pudo haber chocado
con una tercera estrella. En este caso, también habrían quedado suficientes
residuos gaseosos como para constituir los planetas.
Todas estas teorías suponen que el Sol experimentó un enorme cataclismo
tal como un choque, o que, por lo menos, se encontraba muy cerca del lugar
donde tal suceso ocurrió. Sin embargo, cada vez mayor número de astrofísicos
prefieren la hipótesis de que los planetas y el Sol se condensaron de la misma
masa de gas y polvo interestelares. Son complicados los detalles de cómo pudo
haber sucedido, y no es necesario que profundicemos en su conocimiento. La
teoría se apoya fundamentalmente en dos razones:
1. la radiación que emitía el Sol en los albores
de su existencia;
2. el hecho de que pequeños trozos de hielo y de
amoníaco sólido pudieran actuar como centros, alrededor de los cuales la
materia arrojada por el Sol llegara a condensarse, mediante reacciones
nucleares, en forma de átomos densos. Esta teoría ha permitido a los
astrofísicos explicar por qué los distintos planetas, situados a diferentes
distancias del Sol, están constituidos por diversas sustancias. Sugiere a la
vez una explicación de cómo se formaron gradualmente las moléculas que
constituyen los seres vivos.
Sea cual sea la verdadera explicación de la formación de las estrellas y
los planetas, parece bastante lógica la idea general de que se desarrollaron a
partir del polvo y del gas interestelares y de que el sistema solar no pudo
existir antes de que se formara el Sol. Sabemos con certeza que el gas y el
polvo interestelares se encuentran en nuestra Galaxia, y cuando estudiamos
otras galaxias registramos el gas y el polvo que existe entre sus estrellas.
Todo cuanto imaginemos sobre el origen de este gas y de este polvo, y de cómo
se formaron las mismas galaxias, depende de nuestra propia interpretación de la
totalidad del universo.
Gran Galaxia en Andrómeda.
Galaxia en la constelación del Cisne.
Galaxia en Escultor.
El astronauta Edwin Aldrin, fotografiado por su compañero Neil Armstrong,
durante la estancia de ambos sobre el suelo lunar, el 20 de julio de 1969.
Capítulo 5
Algunas teorías sobre el universo
Contenido:
§. La vida y la muerte de las galaxias
§. Panorama del universo
§. ¿Cómo empezó el universo?
Sin el auxilio de un telescopio, nunca podremos ver más que una pequeña
porción de nuestra Galaxia. En cambio, mediante los grandes telescopios ópticos
y radiotelescopios es posible observar miles de galaxias, algunas tan alejadas
de nosotros que las cifras que expresan sus distancias carecen de significado
para la mayoría de los humanos. Así y todo, los astrónomos han penetrado sólo
un poco en la totalidad del universo. Este es tan extenso que no podemos
formarnos una idea de su tamaño y disposición comparado con los tamaños de las
estrellas y las distancias que separan a las mismas. Las estrellas son
demasiado pequeñas e insignificantes. Debemos pensar en galaxias individuales y
en las distancias entre éstas.
Afortunadamente, podemos fotografiar muchas galaxias, en particular las
más cercanas. Y tal como indicamos en capítulos anteriores, a través de ellas
aprendemos muchas cosas: las distancias, los tipos de estrellas que contienen y
las velocidades a que cada galaxia se aleja de nosotros. Estudiemos con más
detalle estos enormes conglomerados de estrellas para tratar de comprender la
totalidad del universo.
Parece ser que existen dos clases principales de galaxias: elípticas y espirales. Las
espirales presentan una densa parte central de forma esferoidal (el núcleo) y
unos brazos que se desarrollan a su alrededor en espiral. Muestran el aspecto
de gigantescas ruedas de artificio. Por el contrario, las galaxias elípticas
carecen de brazos en espiral. También se diferencian de las espirales en otro
aspecto: parece ser que carecen de polvo y gas o, por lo menos, los contienen
en muy pequeña cantidad. Las espirales son de muy diversos tamaños, pero
normalmente llegan a contener una cantidad de materia equivalente a unos 2.000
millones de veces la masa del Sol. La mayor parte de esta materia constituye
las estrellas de la galaxia, la restante consiste en gas y polvo esparcidos
entre las estrellas, en la proporción de nueve veces de gas por cada una de
polvo.
En el capítulo primero ya dijimos que nuestra Galaxia es una espiral en
rotación. Las demás espirales giran de forma parecida, con las regiones
exteriores moviéndose mucho más despacio que el denso grupo de estrellas de su
parte central. Por ejemplo, en la galaxia de Andrómeda el conjunto de estrellas
que constituye la parte interior de su núcleo realiza un giro en medio millón
de años, mientras que la parte exterior del mismo lo hace en 20 millones de
años. Las regiones más exteriores de los brazos en espiral se encuentran a tal
distancia del núcleo que su período de rotación debe ser de centenares de
millones de años.
A primera vista parece fácil deducir el sentido de rotación de una
galaxia, y saber si los brazos se desarrollan en el mismo o contrario sentido
de la rotación, pero en realidad casi siempre resulta muy difícil de
determinar. Podemos darnos cuenta de la dificultad si consideramos tres
galaxias espirales situadas de forma diferente, de modo que veamos a cada una
de ellas desde un ángulo distinto. Mirando la primera, se nos presenta como una
rueda de artificio; la segunda la vemos de canto, y la tercera la observamos
bajo un ángulo tal que parece inclinarse hacia nosotros.
La primera no nos suministra ninguna referencia para determinar el
sentido de su rotación. Aunque vemos sus brazos desarrollándose en el espacio,
no somos capaces de registrar ningún movimiento. Para conseguirlo tendríamos
que observar parte de su rotación, pero tardaríamos por lo menos un cuarto de
millón de años en reconocerla, por lo cual aún no ha habido tiempo para hacer
las observaciones necesarias. La segunda, que vemos de canto, es más
prometedora. Podemos deducir su sentido de rotación observándola mediante un
espectroscopio y midiendo el corrimiento de sus rayas espectrales. Como la
vemos de canto, no podemos saber de qué modo se desarrollan sus brazos en
espiral; por lo tanto, aunque sabemos el sentido del movimiento de la galaxia,
nos es imposible deducir si los brazos se desarrollan en el sentido de la
dirección de giro o en sentido contrario. En teoría, pueden hacerlo en uno
cualquiera de los dos.
La única oportunidad de conseguir la necesaria información radica en la
tercera galaxia, la que parece inclinarse hacia nosotros. Podemos estudiarla
con un espectroscopio y evaluar su rotación, y en este caso también observamos
sus brazos. Pero antes de saber si los brazos están o no adelantados con
respecto a la dirección de giro, es necesario que conozcamos de qué modo está
inclinada la galaxia con respecto a nosotros. No es fácil de hacer esto, aunque
el problema ha sido resuelto en una docena de galaxias espirales al estudiar la
banda de polvo que se proyecta sobre su centro. Como el polvo absorbe la luz de
detrás sabemos que dicha banda absorbente tiene que estar situada en el lado de
la galaxia que está más cerca de nosotros. En el diagrama podemos ver que el
lado A es el más cercano y que los brazos van retrasados. Así ocurre en todas
las galaxias que se han observado de este modo. Puesto que los brazos de las
galaxias espirales están retrasados, muestran una tendencia a enrollarse
gradualmente alrededor del núcleo.
Las galaxias espirales parecen presentar unas dimensiones muy variadas.
Algunas de las más pequeñas son de unos 30.000 años-luz de diámetro, mientras
que las mayores tienen diámetros de hasta 120.000 años-luz. A esta escala de
tamaños nuestra Galaxia, con un diámetro de 100.000 años-luz, es una galaxia
grande. También se diferencian con su luminosidad, según el número de estrellas
y nebulosas brillantes que contienen. De las mediciones que podemos efectuar se
desprende que las magnitudes absolutas de la mayoría de las galaxias espirales
oscilan entre —15 y —19. Tendremos una idea de lo que esto representa al
imaginar la luminosidad que presentaría la galaxia de Andrómeda si “sólo”
estuviera a 33 años-luz de nosotros —más o menos entre las estrellas Vega y Arturo—.
¡A esta distancia seria 600 veces más brillante que la Luna llena! Es evidente
que las galaxias espirales son unos objetos muy brillantes del espacio, aunque
nos parezcan débiles a causa de la gran distancia que las separa de nosotros.
Las fotografías espirales muestran una gran variedad de tipos, y los
astrónomos las han dividido en dos grupos principales: espirales
normales y espirales barradas. En cuanto al tipo de
espiral normal como nuestra Galaxia y la galaxia de Andrómeda, el núcleo tiene
forma redondeada u ovalada, pero una espiral barrada presenta un núcleo que se
prolonga hacia el exterior adquiriendo el aspecto de una larga barra. Los
astrónomos también han dividido cada uno de estos dos grupos principales en
tres subgrupos: a, b, y c. El grupo a contiene
las galaxias cuyos brazos en espiral rodean al núcleo muy apretadamente. Las
espirales del grupo b presentan los brazos algo más separados
(como en la galaxia de Andrómeda y en la nuestra). Las espirales del
grupo c tienen los brazos muy separados del núcleo. Si
designamos las espirales normales mediante una S y las
barradas con SB, denotaremos los distintos subgrupos por Sa y SBa;
Sb y SBb; Se y SBc. La galaxia de
Andrómeda se clasifica como una Sb, mientras que la rueda de
artificio de la Osa Mayor es del tipo Se, y la espiral barrada
de la constelación del Eridano es del tipo SBb.
Parece ser que las galaxias elípticas carecen de brazos por completo. En
efecto, no presentan un “borde” definido ni aparecen cantidades de polvo y gas
suficientemente grandes como para que las podamos detectar. Todavía difieren de
las espirales en otro aspecto; las elípticas presentan una forma variable,
siendo algunas globulares o esferoides mientras que otras aparecen muy
elipsoidales. Las globulares se designan como galaxias del tipo E0, mientras
que las más ovaladas como del tipo E7. Los números comprendidos
entre el o y el 7 indican cuán globulares o elipsoidales son estas galaxias. El
que el valor E7 sea el límite de la forma elipsoidal es un
hecho inesperado. Los astrónomos creyeron al principio que a medida que
examinaran más y más galaxias llegarían a encontrar elípticas tan achatadas que
se confundirían con las espirales y que necesitarían números posteriores al 7
para describir tales galaxias. Pero esto no ha sido preciso y nunca se ha
observado una galaxia más ovalada o achatada que las del tipo E7.
La distinción entre los tipos E0, E1, E2,
etc., sólo estriba en la diferencia de sus formas. El estudio de los espectros
de las galaxias elípticas indica que la velocidad de rotación es mayor a medida
que aumenta su achatamiento. Observadas a través de un telescopio, las galaxias
elípticas parecen menores que las espirales. Pero cuando se fotografían con
mucha exposición, y se examinan las placas con un microscopio y un fotómetro,
resulta que se extienden en el espacio mucho más de lo que parece con la
observación visual. Los resultados de tales mediciones muestran que las
galaxias elípticas son de tamaño similar a las espirales, aunque no tienen la
misma luminosidad.
Durante los últimos doscientos años varios astrónomos han confeccionado
catálogos de nebulosas y galaxias. El primero en hacerlo fue el francés Charles
Messier, que publicó su catálogo en 1784 con objeto de que no se confundieran
tenues nebulosidades y débiles galaxias con los cometas, pues un cometa aparece
como una tenue e irregular mancha luminosa si lo observamos con el telescopio
antes de que se haya formado su cola. El primer catálogo reseñaba las
posiciones de 5 3 nebulosas y 50 galaxias, a cada una de las cuales se le
asignó su número de catálogo, desde el 1 hasta el 103. Algunas de las galaxias
más luminosas se designan por su número de Messier —M 31 es la
galaxia de Andrómeda, M 101 la espiral Se de la Osa Mayor, y
así sucesivamente—. En los cien años que siguieron a la publicación del
catálogo de Messier aparecieron otros, uno de ellos debido a Sir William
Herschel, el descubridor del planeta Urano, y a su hijo Sir John Herschel. En
1890, estos dos catálogos y varias listas preparadas por otros astrónomos
fueron refundidas por J. L. E. Dreyer en el denominado New General
Catalogue. Las galaxias en él catalogadas se designan por su número
NGC. Esto hace que algunas galaxias tengan simultáneamente un número M y otro
NGC. La galaxia de Andrómeda, por ejemplo, se designa M 31 y NGC 224. El New
General Catalogue contiene muchas más galaxias que el de Messier, y
aún se ha incrementado el total de las galaxias clasificadas con la publicación
posterior de los dos Index Catalogues, que han dado lugar a
los números IC.
En resumen se han catalogado más de 12.000 galaxias, algunas de las
cuales tienen tres números distintos: M, NGC e IC. Sin embargo con ello sólo se
ha reseñado un pequeño porcentaje de la totalidad de las galaxias descubiertas.
Si examinamos estos catálogos observamos que en ellos figura un mayor número de
galaxias espirales que elípticas; pero esto no significa forzosamente que las
elípticas sean menos frecuentes que las espirales. Las elípticas son más
débiles que las espirales, y puede muy bien suceder que veamos menor número de
ellas porque son demasiado débiles para percibirlas, en particular las que se
encuentran en las partes más distantes del universo.
Además de las galaxias elípticas y espirales existe un tercer tipo, que
es menos frecuente, excepto entre las galaxias más pequeñas. Las de dicho tipo
parecen carecer de forma regular, de estructura propia y, generalmente, de
núcleo. A este tipo de galaxias se las denomina irregulares, y
a todas las que no pueden clasificarse como elípticas o espirales se las llama
de este modo. Las mayores galaxias irregulares sólo constituyen un dos o tres
por ciento de las observadas. Las dos mejor conocidas de este tipo son las
Nubes de Magallanes, si bien algunos astrónomos prefieren considerarlas
espirales barradas. Aunque puede discutirse la clasificación exacta de las
Nubes de Magallanes, la verdad es que presentan una forma muy irregular,
apareciendo como trozos desgajados de la Vía Láctea.
El estudio de las galaxias, incluida la nuestra propia, ha conducido a
los astrónomos a clasificar las estrellas en dos categorías: Población
I y Población II. La Población I contiene brillantes
estrellas azules de los tipos O y B, tales como las que constituyen los cúmulos
abiertos de las Pléyades y las Híades, y todos aquellos objetos
estelares, incluido el polvo interestelar, que se hallan en
los brazos espirales de las galaxias S y SB. La Población II contiene todos los
tipos de estrellas que se encuentran en los núcleos de las galaxias espirales y
elípticas y también en los cúmulos globulares que envuelven a las espirales.
Estas “poblaciones” fueron sugeridas por el astrónomo americano Walter Baade
después de estudiar las fotografías de galaxias obtenidas con el reflector de 5
metros de monte Palomar. La Población II no contiene ninguna estrella brillante
azul o blanquiazul, y las gigantes que contiene son rojas. En la Población I
sucede lo contrario, siendo las más brillantes estrellas gigantes y supergigantes
azules o blanquiazules.
De acuerdo con el desarrollo de la evolución estelar que hemos expuesto
en el capítulo anterior, vimos que las gigantes y supergigantes O y B eran
probablemente estrellas jóvenes que consumían rápidamente su hidrógeno.
Habíamos llegado también a la conclusión de que la etapa de gigante roja
correspondía a la vejez en la vida de una estrella. Si estas consideraciones
son correctas la Población I contiene estrellas jóvenes (gigantes y
supergigantes O y B) y la Población II está constituida por estrellas viejas
(gigantes rojas). No sólo hay una total ausencia de estrellas jóvenes en la
Población II, sino que tampoco aparece polvo interestelar a su alrededor,
material del que nacen las estrellas. Todo ello conduce a la conclusión de que
las estrellas de la Población II son mucho más viejas que las de la Población
I.
§. La vida y la muerte de las galaxias
El conocimiento de que las dos poblaciones estelares tienen distinta
edad es muy importante cuando pasamos a considerar el origen de las galaxias y
su evolución. ¿Cuáles existieron primero, las espirales o las elípticas? Hasta
el descubrimiento de las Poblaciones I y II de Baade, la mayoría de los
astrofísicos creían que las galaxias empezaban siendo elípticas de forma
globular (E0) y que más adelante evolucionaban de E1 a
E7, a medida que envejecían, transformándose después en espirales S
o SB. A partir del descubrimiento de Baade sabemos que sólo son espirales las
galaxias con polvo y gas y que presentan en sus brazos estrellas jóvenes de los
tipos A y B. De aquí se desprende que sólo las galaxias que contienen estrellas
jóvenes son recientes a su vez.
El nuevo modelo de la evolución de una galaxia es que ésta comienza como
una masa informe de polvo y gas en rotación y también, más adelante, de
estrellas. A medida que gira nuevas estrellas se van formando en las regiones
más exteriores de la galaxia. Esta es la razón por la cual la mayoría de las
gigantes y supergigantes O y B se observan en los brazos de las espirales. Al
proseguir la rotación de la espiral —ya sea ésta normal S o barrada SB— con los
brazos siguiéndola en su movimiento, éstos van arrollándose cada vez más cerca
del núcleo. De esta manera la espiral pasa del tipo Se o SBc, con los brazos
muy poco arrollados, a la clase siguiente Sb o SBb, con los brazos algo más
arrollados al núcleo. La continuada rotación de la galaxia hace que los brazos
se cierren aún más, aumentando el tamaño del núcleo, y pasamos a los espirales
del tipo Sa o SBa.
Cuando alcancen esta etapa la mayor parte de las gigantes y
supergigantes O y B habrán consumido su hidrógeno y se habrán transformado en
estrellas más débiles. Las que aún brillen serán muy viejas y la galaxia estará
en vías de convertirse en un conglomerado de estrellas de la Población II.
Cuando por fin los brazos están completamente enrollados en la parte central,
de la galaxia sólo quedará un núcleo ovalado. Este continuará girando con
bastante rapidez, pero la galaxia se habrá transformado en una elíptica del
tipo E7. A medida que envejece su velocidad de rotación va
disminuyendo constantemente y su forma es cada vez más esferoidal. Finalmente
se convierte en una galaxia completamente globular, del tipo E0.
¿Pero, qué sucede después? Nadie lo sabe y tampoco se ha llegado a dar una
explicación aceptable. Todo lo que podemos afirmar es que probablemente las
estrellas envejezcan y, por lo tanto, también las galaxias E0, hasta
que las estrellas degeneren y la galaxia se derrumbe para dar lugar a una bola
de materia densa y degradada.
No todos los astrofísicos están de acuerdo con este esquema de la
evolución de las galaxias. El problema estriba en que tratamos de imaginar algo
que ya dura desde hace millones de años. Además, tal vez haya más de dos
poblaciones estelares. Si es así, es posible que tengamos que revisar nuestro
esquema de la evolución de las galaxias. Sin embargo, actualmente, los datos
que poseemos parecen sugerir que una galaxia empieza su existencia como una
espiral abierta y la termina como una elíptica globular. Mejor podemos
preguntarnos de dónde proviene en principio la materia y cómo empezó la
existencia de la galaxia en forma de espiral abierta. Tampoco han dado los
astrónomos una contestación definitiva, aunque al estudiar las distancias y los
movimientos de las galaxias sea posible formarnos una idea de cómo fue el
“principio” del universo y hacer algunas predicciones para el futuro. Pero con
el actual nivel de nuestros conocimientos sólo puede tratarse de hipótesis de
trabajo.
Para iniciar la resolución de estos problemas tenemos que empezar por
preguntarnos a qué distancia de nosotros están las galaxias. En el capítulo
tercero vimos que al utilizar el diámetro de la órbita terrestre como base de
un triángulo podíamos medir la distancia de las estrellas situadas hasta unos
325 años-luz. Puesto que las galaxias se encuentran a distancias mucho mayores
que éstas, debemos recurrir a un método diferente para llevar a cabo dichas
mediciones. Las estrellas variables tipo Cefeida, muchas de las cuales son lo
suficiente luminosas como para ser observadas en otras galaxias, resuelven
nuestro problema. Las variables cefeidas, según vimos en el último capítulo,
toman su nombre de la estrella δ (delta) Cephei y presentan una variación rápida
y regular en la cantidad de luz que emiten. Su importancia radica, en cuanto se
refiere a su aplicación a la determinación de las distancias de las galaxias
que las contienen, en que existe una definida relación entre su período de
variación y su magnitud absoluta. En una Cefeida, a medida que el período es
más corto, más débil aparece. Por ejemplo, la estrella Polar, con un período de
3 días 22 horas, es más débil que δ Cephei con un período de 5 días 9 horas, y
la misma δ Cephei es más débil que β (beta) Doradus, que tarda 9 días 20 horas
en completar su ciclo, desde su mayor luminosidad a la menor y de nuevo su
máxima luminosidad. Si podemos medir el período de variación de una Cefeida,
deduciremos su magnitud absoluta. Si a continuación medimos su magnitud
aparente podremos deducir la distancia a que se encuentra.
Puesto que las cefeidas son visibles en las galaxias más cercanas, es
posible obtener las distancias de dichas galaxias mediante observación directa.
No obstante, recientes estudios de estrellas variables realizados por Walter
Baade en los Estados Unidos y Andrew Thackeray en Sudáfrica, han demostrado que
los valores de tales distancias admitidos para las galaxias deben ser revisados
y que son, por lo menos, dos veces mayores de lo que inicialmente suponían los
astrónomos. Ahora creemos que la galaxia de Andrómeda, por ejemplo, está a dos
millones de años-luz de nosotros, mientras que al principio se suponía que
estaba a menos de la mitad de dicha distancia. La razón para este cambio
estriba en que Baade y Thackeray han observado que la antigua escala de luminosidad-período
de variación de las cefeidas no se ajusta a otras variables de corto período,
que difieren de las cefeidas en un punto muy importante. Estas estrellas,
denominadas variables RR Lyrae, son más débiles en los períodos de variación
cortos que los que correspondería si fuesen cefeidas. Por ejemplo, una RR Lyrae
con el mismo período que una Cefeida de corto período, digamos de medio día,
sería aproximadamente una y media veces más débil. Esto llevó consigo que
cuando se efectuaron observaciones de la galaxia de Andrómeda (M 31), no se vio
ninguna RR Lyrae, aunque debieran haberse visto si la distancia que nos
separaba de ellas hubiese sido de sólo tres cuartos de millón de años-luz. Al
considerar las variables RR Lyrae observadas en las Nubes de Magallanes, Baade
y Thackeray han demostrado que deben incrementarse los antiguos valores de las
distancias de M 31 y de otras galaxias.
Muchas galaxias están tan lejos que no podemos observar sus cefeidas
individuales, ni aun con el reflector de 5 metros de monte Palomar. Para estas
galaxias tenemos que utilizar un nuevo método de medición, basado en la
posibilidad de recurrir a una clase de estrellas todavía más brillantes y que
pueden observarse a veces en galaxias muy distantes: las supergigantes del tipo
O. Sabemos que la luminosidad verdadera o magnitud absoluta de tales estrellas
es aproximadamente de —5. Si somos capaces de medir su magnitud aparente
deduciremos la distancia que nos separa de ellas. No obstante, este método sólo
puede aplicarse a las espirales, pues las galaxias elípticas no contienen
supergigantes del tipo O, y además este procedimiento no es en realidad muy
exacto. Realmente el único método universal para medir la distancia a toda
clase de galaxias distantes consiste en suponer que una galaxia de un tipo
particular irradia tanta luz como cualquier otra galaxia del mismo tipo. Si
admitimos que todas las galaxias del mismo tipo tienen la misma luminosidad
verdadera, está claro que una que aparezca más luminosa será a la vez más
cercana que las más débiles porque éstas estarán más alejadas. Este método de
medición no dará en todos los casos resultados demasiado exactos, pues algunas
galaxias de un determinado tipo pueden ser más pequeñas que las de otro y menos
brillantes .de lo que hemos supuesto. Un método análogo se utiliza en
radioastronomía midiendo la radiación recibida en cierta longitud de onda. Así
se puede conseguir una escala de distancias que se compara con la escala
obtenida mediante telescopios ópticos.
§. Panorama del universo
Utilizando todos estos métodos de medida los astrónomos no sólo pueden
calcular a qué distancias se encuentran de nosotros las galaxias, sino también
conocer las distancias que las separan entre sí. Así saben que más de la mitad
de ellas parecen estar agrupadas en cúmulos. Nuestra propia Galaxia es un
miembro más del denominado Grupo Local, que contiene por lo
menos 1 3 galaxias. Es posible que este número deba elevarse a 16 para incluir
tres espirales abiertas, aunque las distancias de las mismas son tan inseguras
que la mayoría de los astrónomos las excluyen del Grupo Local. Actualmente se
admite que el grupo contiene tres espirales, cuatro irregulares (incluyendo las
dos Nubes de Magallanes), y seis elípticas. La totalidad del cúmulo constituye
un óvalo achatado de casi medio millón de años-luz de espesor, un millón de
años-luz de anchura y cuatro millones de años-luz de longitud. La galaxia de
Andrómeda está situada cerca del centro del óvalo, mientras que nuestra Galaxia
y las dos Nubes de Magallanes se encuentran en un extremo del mismo.
El cúmulo más próximo al Grupo Local está situado a i 5 millones de
años-luz, en la constelación de la Virgen. El grupo más distante conocido se
encuentra en la constelación de la Hidra, a la enorme distancia de nosotros de
2.000 millones de años-luz. Pero el cúmulo de la Hidra no está ni mucho menos
en los límites del universo, dado que los radioastrónomos han registrado
galaxias situadas a una distancia vez y media el valer de aquélla.
Los astrónomos y los astrofísicos también han aprendido algo sobre el
inmenso espacio existente entre una galaxia y sus vecinas. Y así saben que este
espacio intergaláctico contiene materia distribuida con muy poca densidad y, de
vez en cuando, estrellas “desperdigadas”. Además, las regiones más exteriores
de algunas de las galaxias que constituyen un cúmulo parecen superponerse y
entremezclarse. Quizá lo más sorprendente de todo sea el hecho de que una o dos
fotografías han revelado la existencia de ciertas cintas luminosas de materia
situada entre galaxias muy separadas. Estas bandas son una prueba definitiva de
que los espacios intergalácticos no están vacíos.
Por muy interesante que haya sido el descubrimiento de la materia
intergaláctica, su presencia plantea un difícil problema a los astrónomos
cuando intentan medir las distancias de las galaxias. Ya hemos visto que la
distancia de una galaxia se calcula midiendo la luminosidad de la misma, y aquí
es donde surge el problema. Cuanto mayor sea la cantidad de materia
intergaláctica existente mayor será la cantidad de luz absorbida al atravesar
el espacio que separa la galaxia y el observador terrestre. Esto representa el
que las galaxias pueden aparecer más débiles de lo que debieran. Si
conociésemos exactamente la cantidad de materia intergaláctica que existe —y
cómo está distribuida en el espacio— podríamos calcular el porcentaje de luz
absorbida y luego determinar las distancias a partir de los valores obtenidos.
Desgraciadamente, no conocemos aún cuánta materia hay en el espacio
intergaláctico ni tampoco la forma en que está distribuida por dicho espacio.
Si añadimos este problema a los ya mencionados, comprenderemos en seguida por
qué los astrónomos van con tanto cuidado cuando hablan de distancias aunque sea
de las galaxias más próximas. Y aun las distancias de estas últimas deben ser
consideradas como provisionales.
Esta figura nos da una ligera idea de cómo están distribuidas las galaxias
dentro del Grupo Local. (Nuestra Galaxia figura en el centro.)
Este dibujo está confeccionado a una escala mucho menor que el de la figura
anterior. Nuestro Grupo Local es aquí sólo un puntito en el centro. Los
puntitos indican cúmulos formados por menos de cincuenta galaxias. Los puntos
mayores indican cúmulos de más de cincuenta galaxias.
Tal vez con el tiempo, mediante los radiotelescopios, los astrónomos
lleguen a resolver el problema de las distancias. Sabemos que el polvo
interestelar no afecta a las ondas radio- eléctricas tanto como a las
luminosas, y puede ser que ocurra lo mismo con la materia intergaláctica, que
probablemente contiene algo de polvo inclusive. Si es así, los radiotelescopios
pueden aportar una ayuda muy considerable. Como ejemplo de su poder de
penetración con respecto al polvo, basta considerar el estudio de nuestra
Galaxia. Debido a la presencia de polvo en la misma, los telescopios ópticos
son incapaces de fotografiar las regiones centrales del núcleo o las zonas
exteriores de la Galaxia. Pero con los radiotelescopios no influye el polvo y
es posible observar dichas regiones. La radioastronomía ha permitido llegar a
la conclusión de que vivimos en una galaxia espiral del tipo Sb y de que el Sol
y sus planetas están situados en uno de los brazos de dicha espiral.
Probablemente no toda la materia intergaláctica es polvo; una parte de
la misma debe ser hidrógeno gaseoso, como el que se encuentra en el interior de
nuestra Galaxia. Aunque la mayor parte de este gas es invisible para los
telescopios ópticos puede ser registrado por los radiotelescopios, puesto que
emite ondas radioeléctricas de 21 cm de longitud. Si el hidrógeno
intergaláctico emite a una longitud de onda similar, el radiotelescopio será
una vez más el instrumento más importante y preciso para estudiarlo.
En estos últimos años los radiotelescopios han mostrado su enorme
importancia en el estudio de las galaxias distantes. Potentes radiofuentes
situadas en regiones muy alejadas de nuestra Galaxia han sido registradas y los
radioastrónomos se han preguntado en qué consisten. ¿Se trata de galaxias y, si
es así, de qué clase? Algunas de estas fuentes de energía han resultado ser
objetos alcanzables mediante el telescopio de 5 metros de monte Palomar, pero
otros son demasiado débiles para ser fotografiados. Los que se han logrado
fotografiar parecen ser galaxias, y en un caso concreto la placa muestra algo
que sugiere dos galaxias en colisión. Una cosa parece definitiva: las galaxias
que son potentes emisoras de ondas radioeléctricas no son necesariamente las más
luminosas. Probablemente se verifica lo contrario: las galaxias brillantes no
emiten ondas radioeléctricas realmente intensas. Ello no significa que no se
reciban ondas radioeléctricas de las galaxias luminosas cercanas, dado que las
registramos de la galaxia de Andrómeda y de las Nubes de Magallanes.
Cualquiera que sea su distancia actual, sabemos que la mayor parte de
las galaxias lejanas están situadas a miles .de millones de años-luz de
nosotros. Pero, ¿qué sabemos de su velocidad y dirección de su movimiento?
¿Están moviéndose todas en la misma dirección y con velocidades parecidas? Si
podemos contestar estas preguntas estaremos en mejores condiciones para
formarnos una imagen del universo. Desde el principio >ya podemos eliminar
la posibilidad de observar el movimiento de galaxias que atraviesen perpendicularmente
nuestra visual. Tomemos por ejemplo la galaxia de Andrómeda; hace sólo 140 años
que los astrónomos descubrieron que está situada más allá de nuestra propia
Galaxia. Supongamos que dicha galaxia se moviera perpendicularmente a nuestra
visual a una velocidad de 800 km/seg. En 40 años habría recorrido una distancia
igual a la décima parte de un año-luz. Sabiendo que se encuentra a dos millones
de años-luz de nosotros, esta “pequeña” distancia sería imposible de registrar.
Aunque no podemos ni observar un movimiento muy rápido en sentido
perpendicular a nuestra visual, sí es posible medir velocidades mucho más
pequeñas en dirección de dicha visual, hacia nosotros o en sentido contrario.
Esto puede conseguirse recurriendo al efecto Doppler de las rayas espectrales.
Y cuando aplicamos este método de medida nos encontramos con resultados muy
sorprendentes. Para empezar, cada galaxia individual —excepto algunas del Grupo
Local— muestra un corrimiento hacia el rojo de sus rayas espectrales, lo cual
indica que casi todas estas galaxias y cúmulos de galaxias que nos rodean se
alejan de nosotros hacia el espacio exterior. Además los astrónomos americanos
Edwin Hubble y Milton Humason descubrieron que esta velocidad de alejamiento, o velocidad
de recesión, aumenta a medida que las galaxias están más lejos de
nosotros. Por ejemplo, uno de los cúmulos de galaxias de la constelación de la
Virgen, que se encuentra a unos 50 millones de años-luz, se aleja de nosotros a
una velocidad de 1.000 km/seg. Un cúmulo de la constelación de la Osa Mayor,
que casi está a 600 millones de años-luz, se aleja a una velocidad de 12.000
km/seg. Y aun otro cúmulo de galaxias .de la Corona Boreal, que se encuentra a
900 millones de años-luz de nosotros, tiene una velocidad de recesión de 18.000
km/seg.
Estas velocidades de recesión son impresionantes, pero al considerar sus
valores para galaxias aún más remotas nos encontramos con que son realmente
indescriptibles. El cúmulo de galaxias más distante que se ha podido
fotografiar el cúmulo del Boyero, a una distancia de casi 3.500 millones de
años-luz— se aleja de nosotros a una velocidad de 100.000 km/seg. Y no hay
razón alguna que nos impida creer que haya galaxias más distantes, tales como
las que sólo se pueden registran con un potente radiotelescopio, que se muevan
a mayores velocidades. De las observaciones realizadas los científicos han
deducido la relación existente entre la distancia de una galaxia y la velocidad
con que se mueve. Han resultado que para cada incremento de 5 millones de
años-luz en la distancia hay un aumento de unos 150 km/seg en la velocidad. Por
ejemplo, si una galaxia se aleja de nosotros a 2.000 km/seg, otra que esté 5
millones de años-luz más alejada se moverá a 2.150 km/seg.
Tales hechos nos llevan a conclusiones que pueden parecer algo extrañas,
¡por ejemplo, que hay un límite a la cantidad de universo observable por
nosotros! Esto no es debido a que los telescopios no tengan el alcance
necesario o a que las cámaras carezcan de la suficiente sensibilidad para
fotografiar los objetos más débiles. Aunque pudiéramos continuar incrementando
indefinidamente el poder separador de los telescopios o la calidad de las
fotografías siempre nos encontraríamos con el mismo problema, pues éste tiene
su origen precisamente en la particular forma de estar constituido el universo.
Comprenderemos esto si consideramos una galaxia que se aleje cada vez más de
nosotros. Por cada incremento de 5 millones de años-luz en la distancia, su
velocidad de recesión aumenta en unos 150 km/seg. Veamos lo que ocurre si
consideramos las galaxias del cúmulo de Boyero y continuamos alejándonos.
Dichas galaxias, a 3.500 millones de años-luz, están alejándose de nosotros a
una velocidad de 100.000 km/seg. Por lo tanto, si imaginamos galaxias situadas
5 millones de años-luz más allá, éstas deben tener una velocidad de 100.150
km/seg. Continuando de esta forma, las galaxias situadas 100 millones de
años-luz más lejos que el cúmulo del Boyero estarán moviéndose a 103.000
km/seg. Aquellas que estén a 1.000 millones de años- luz se mueven a una
velocidad de 130.000 km/seg, y aquéllas situadas a más de 6.500 millones de
años-luz se desplazarán a razón de 300.000 km/seg, que es la velocidad de la
luz. Luego las galaxias situadas a 6.500 millones de años-luz más lejos que el
cúmulo del Boyero, o sea a unos 10.000 millones de años-luz de nosotros, serán
siempre invisibles, porque las ondas luminosas y radioeléctricas que emiten
nunca podrán llegar hasta nosotros. No obstante, los astrónomos están
descubriendo cada día nuevos hechos que obligarán a una revisión de estos
valores, de la misma manera que estos últimos fueron ya corregidos de los datos
antiguos.
Todas estas consideraciones y razonamientos nos inclinan, pues, a creer
que vivimos en un universo del cual sólo podemos observar una parte del mismo.
Se trata de un universo en continua expansión, donde las galaxias se alejan de
nosotros constantemente y en el cual las más lejanas se mueven a velocidades
mayores que las más cercanas. ¿Cuál es el motivo de que todas y cada una de las
galaxias se alejen de nosotros o, por los menos, de nuestro Grupo Local? ¿Hay
algo especial relacionado con nuestra Galaxia o con el Grupo Local?
Una manera de obtener la respuesta es pensar en lo que ocurre cuando
estalla una bomba. Tiene lugar una potente explosión, un relámpago luminoso, y
la envoltura de la bomba se divide en millares de pequeños fragmentos que se
proyectan en todas direcciones. Después de un intervalo de tiempo cortísimo los
fragmentos que se muevan a mayor velocidad estarán más alejados del centro de
la explosión que aquellos que se desplacen a menores velocidades. Si hubiéramos
podido estar en el centro de la explosión y observado los fragmentos mediante
un espectrógrafo muy sensible habríamos visto que todos presentaban un
corrimiento hacia el rojo, siendo los más alejados los que presentarían un
corrimiento más intenso, debido a si¿ mayor velocidad.
A partir de este ejemplo podemos considerar en principio que el universo
estalló hace mucho tiempo y que nuestra Galaxia, o el Grupo Local, estaba
precisamente en el centro de la “explosión". Pero si esto hubiera sido
así, ¿por qué existe aún nuestra Galaxia?, ¿qué impidió que, en la explosión,
ésta se fragmentase en millares de pedazos? Si observamos la explosión de una
bomba desde otro punto de vista podemos encontrar una explicación a estos
interrogantes. Imaginemos que no estamos en el centro de la explosión, sino
sobre un fragmento de la envoltura de la bomba, y que al estallar nos movemos
hacia fuera con uno de los pedazos. Si todos los fragmentos, junto con el
nuestro, se alejaran del centro de la explosión, ¿qué es lo que veríamos?
Lo primero que observaríamos no sería precisamente que nos estamos
moviendo en sentido opuesto al del centro de la explosión, sino que, por el
contrario, los restantes fragmentos se alejaban de nosotros. Además, si
midiésemos las velocidades de dichos fragmentos, veríamos que los más alejados
se movían a mayores velocidades.
Por ejemplo, supongamos que nuestro fragmento se mueve hacia fuera a 6
km/seg; que los fragmentos más rápidos que están por delante de nosotros se
mueven a 10 km/seg; y que los más lentos, que están por detrás de nosotros, se
mueven a 2 km/seg. Al mirar hacia adelante veríamos los fragmentos más alejados
distanciándose de nuestro propio fragmento a razón de 4 km/seg (la diferencia
entre su velocidad y la nuestra); aquellos que no estuvieran tan alejados
parecerían moverse más lentamente (supongamos su velocidad de 9 km/seg, con la
cual ahora la diferencia de velocidades sería menor). Si después observásemos
detrás de nosotros los fragmentos más distantes seriar! los más lentos y se
apartarían de nosotros a razón de 4 km/ seg (porque en este caso la diferencia
de velocidades daría un valor aparente de 4 km/seg); los que no estuvieran tan
alejados darían la impresión de moverse algo más lentamente (teniendo en cuenta
nuestros 6 km/seg y la de aquéllos de 3 km/seg, por ejemplo). Resumiendo,
independientemente del fragmento sobre el que nos situemos, los demás
fragmentos parecen alejarse de nosotros.
Nuestra bomba en explosión, independientemente de que nos situemos en su
centro o en uno de sus fragmentos, nos indica claramente lo que percibiríamos y
lo que sucede en realidad. Todas las galaxias, excepto las que constituyen el
Grupo Local, parecen estar alejándose de nosotros, de la misma manera que lo
harían si realmente hubiera ocurrido una explosión cósmica hace miles de
millones de años. Pero, ¿hasta qué punto podemos considerar razonable esta
idea? ¿Puede ser cierto realmente que la materia que ahora constituye los
planetas, las estrellas y las galaxias, y que también ocupa el espacio
intergaláctico, haya estado concentrada alguna vez en un gigantesco astro que
estalló?
§. ¿Cómo empezó el universo?
Si fuera posible contestar a esta pregunta llegaríamos a resolver la
gran incógnita que se ha planteado siempre el intelecto humano. Sin embargo,
aunque hay teorías que consideran parcialmente la formación de los planetas,
las estrellas y las galaxias, otras tratan de explicar el origen del universo
en su totalidad. Un conjunto de teorías quiere hacernos creer que el universo
empezó con una explosión cósmica, mientras que otro asegura que este universo
permanece en un estado de “continua creación”, como se la denomina a veces.
El famoso astrónomo belga Georges Lemaître sugirió que hace por lo menos
unos 20.000 millones de años el universo existía en la forma de un
“superátomo”. Este “superátomo”, denominado átomo primitivo en
la actualidad, contenía una increíble cantidad de materia muy concentrada y,
además, era extraordinariamente radiactivo. Debido a su gran radiactividad este
átomo primitivo se desintegró, es decir estalló, poco después de haberse
formado. A partir de esta explosión se inició la expansión del universo. Más adelante
la materia empezó a condensarse y aparecieron los cúmulos de galaxias.
Según Lemaître la intensidad de la explosión no fue suficientemente
grande como para que el universo continuara su expansión indefinidamente. Las
consideraciones de Einstein sobre el comportamiento de la luz y de otras
radiaciones dentro del universo llevaron a Lemaître a la conclusión de que debe
existir otra clase de fuerza para mantener a las galaxias en su recíproco
movimiento de separación. A esta fuerza se la llamó repulsión cósmica por
ser la causa de que las galaxias se alejen unas de otras, asegurando Lemaître
que solamente se pone de manifiesto cuando se consideran distancias realmente
grandes. Si las distancias son pequeñas no se puede observar, debido a que sus
efectos quedan completamente enmascarados por la gravitación, que tiende a que
las cosas se acerquen entre sí. Según Lemaître, por lo tanto, fue la fuerza de
la explosión inicial la que al principio determinó que las galaxias en
formación se separaran entre sí. Cuando, con el transcurso del tiempo, dicha
fuerza perdió su intensidad, las galaxias se hablan condensado hasta tal punto
que la mayor parte de la materia del universo ya estaba concentrada en ellas. A
partir de este momento la repulsión cósmica empezó a actuar, haciendo que las
galaxias continuasen separándose, tal como las observamos actualmente.
El astrofísico americano George Gamow también ha recurrido a la teoría
de la “gran explosión” para explicar el origen del universo. En algunos aspeaos
las ideas de Gamow son más sencillas que las de Lemaître. También cree que la
expansión del universo empezó cuando tuvo lugar la explosión del átomo
primitivo. Gamow ha estudiado en particular la formación de los elementos
químicos que encontramos en el universo y ha calculado la temperatura a que
hubo de estar el superátomo para estallar. Opina que la temperatura del mismo
llegó a ser tan elevada y la fuerza de la explosión tan grande que con sólo,
ésta el universo ya pudo expandirse indefinidamente. Por lo tanto, en la teoría
de Gamow, no hay necesidad de recurrir a la repulsión cósmica de Lemaître.
El segundo grupo de teorías sobre el origen del universo no requiere la
hipótesis de una explosión. Los astrónomos británicos Hermán Bondi, Thomas Gold
y Fred Hoyle han llegado a la conclusión de que siempre hay la misma cantidad
de materia en toda la región del espacio suficientemente extensa. Pero si el
universo está expandiéndose, como sugiere el movimiento de alejamiento de las
galaxias, la cantidad de materia en toda región del espacio debería estar
disminuyendo de modo continuo. Para evitar esta dificultad Bondi, Gold y Hoyle
han sugerido que constantemente se está creando nueva materia en el espacio.
Según ellos esta materia se presenta en la forma de átomos de hidrógeno. A
pesar de que el porcentaje de materia recién formada en cada kilómetro cúbico
es demasiado pequeño para ser registrado, el universo es tan inmenso que la
cantidad total de nueva materia es suficiente para condensarse dando lugar a
nuevas galaxias. Estas, a medida que van apareciendo, hacen que permanezca
constante la cantidad total de materia en toda región del espacio
suficientemente grande.
Por lo tanto, según esta teoría, nunca varía la cantidad total de
materia existente en toda parte del universo lo bastante extensa. Lo que se
pierde en la recesión de una galaxia situada en una cierta región, se compensa
con una nueva galaxia de reciente formación. Si esto es así realmente, en toda
región del universo de suficiente extensión las cosas se verán siempre de la
misma forma. Si pudiéramos visitar nuestra región unos 100.000 millones de años
más adelante, encontraríamos la misma cantidad de materia que en la actualidad.
Nuestra Galaxia y las demás que constituyen el Grupo Local se habrían separado,
pero habrían sido sustituidas por otras nuevas. Dicho de otro modo, a pesar de
la expansión, parece ser que el universo se mantiene en estado estacionario, y
por esto las ideas de Bondi, Gold y Hoyle han constituido la denominada teoría
del “estado estacionario”.
Según dicha teoría, la formación de los átomos de hidrógeno se ha
mantenido constante a través del tiempo. Esto quiere decir que las galaxias han
estado condensándose constantemente y que, por lo tanto, por muy atrás que nos
situemos en el tiempo, siempre encontraremos un universo con galaxias en
expansión. Si esto es verdad, aunque parezca extraño, la totalidad del universo
nunca ha tenido principio ni tendrá fin. Podremos hablar de la edad de esta o
de aquella galaxia, pero no podremos hacerlo nunca de la edad del universo.
¡Este ha existido siempre y continuará existiendo eternamente!
Algunos astrónomos no están de acuerdo con la idea de que el universo
permanezca en estado estacionario, de modo que los átomos de hidrógeno se
produzcan constantemente. Quieren saber exactamente cómo se producen dichos
nuevos átomos de hidrógeno. Por otra parte, las ideas de Lemaître y Gamow nos
inclinan a hacer otra difícil pregunta. Ambas teorías suponen que el universo
empezó a partir de un cierto átomo primitivo. ¿Pero cómo apareció este
“superátomo”?
Quizá nunca conozcamos la respuesta a estas preguntas. Actualmente
podemos contestar cuestiones que habían resultado incomprensibles para los
antiguos astrónomos, siendo una de las razones fundamentales el carecer de los
instrumentos y de los conocimientos matemáticos de que disponemos hoy en día.
Los detalles de cómo empezaron las galaxias, su existencia, cómo han seguido
hasta el momento y cómo se originó el universo serán aclarados por los
astrónomos del futuro. Mientras tanto hemos de contentarnos con las teorías
generales expuestas en estas líneas.
Capítulo 6
El más allá en el espacio
Contenido:
§. La forma del espacio
§. ¿Hay vida en otros mundos?
§. Los observatorios espaciales
Desde el comienzo de este libro hemos visto cómo la humanidad durante
muchos siglos ha estado haciéndose preguntas sobre el universo. Las respuestas
que encontraron, en las diferentes edades de la historia, dependían
principalmente del desarrollo que hasta entonces había alcanzado la ciencia, la
tecnología y las matemáticas. Lo que llegó a ser “verdad” para los hombres de
una cierta época fue descartado y remplazado más adelante por nuevas “verdades”
descubiertas por otros de tiempos posteriores.
La constante búsqueda de nuevas verdades científicas no tiene fin y las
mismas preguntas continúan vigentes hoy en día. Aunque los hombres de ciencia
han encontrado actualmente respuestas muy convincentes a preguntas tales como
¿por qué brillan las estrellas? o ¿cuál ha sido su evolución? se enfrentan
ahora con más amplias cuestiones. La mayoría de tales complicados temas se ha
vislumbrado solamente en estos últimos años. El antiguo astrónomo griego
Hiparco, por ejemplo, no pudo preguntar por qué se expande el universo, dado
que los astrónomos de su época no conocían la existencia de las galaxias ni
disponían de medios para medir sus movimientos.
Cuando nos preguntamos cómo se formaron las galaxias, cómo envejecieron
o cómo empezó a existir el universo, nos enfrentamos con el problema de que
distintos astrónomos sugieren respuestas bastante dispares, sin asegurar
ninguno que su solución sea la correcta.
Estudiemos ahora cuáles son nuestras posibilidades de saber más acerca
del universo.
Es de esperar que en los próximos años nuestros conocimientos se amplíen
considerablemente. A los avances técnicos incorporados a los aparatos de
observación, hay que añadir los datos que se puedan obtener de primera mano con
los viajes espaciales tripulados. No se trata sólo del envío de aparatos que
transmitan la información a la Tierra, sino de la presencia del hombre.
El nuevo camino iniciado por los norteamericanos con el envío del Apolo
XI tripulado a la Luna es importante no sólo por la llegada del primer hombre a
nuestro satélite, sino porque con él se inicia el establecimiento de una serie
de bases laboratorio que van a ampliar considerablemente las informaciones
sobre la misma Luna, el Sol, los planetas y las estrellas.
§. La forma del espacio
En el capítulo anterior decíamos que parece existir un límite para la
cantidad de universo que podemos observar. Esto es debido a que las galaxias
que se encuentran a más de 10.000 millones de años-luz de nosotros se adentran
en el espacio a la velocidad de la luz y por ello ninguna de sus radiaciones
puede llegar a la Tierra. Consideramos pues la totalidad del universo observable como
un grandioso globo de irnos 20.000 millones de años-luz de diámetro. Al
preguntarnos si existen otras galaxias más allá de este universo observable,
sólo podemos contestar que no lo sabemos y que quizá nunca lo sepamos. Pero
asimismo diremos que parece muy probable la existencia de otras. Y nos
preguntamos por lo tanto hasta dónde se extienden las galaxias en el espacio y,
también, si éste continúa “indefinidamente” o termina en alguna parte.
Si dibujamos un triángulo sobre una hoja de papel, la geometría que
utilizamos nos es familiar. Sabemos, por ejemplo, que aun cuando prolonguemos
indefinidamente dos de sus lados, éstos no llegarán a encontrarse nunca.
No es nada fácil dar una respuesta, pues los astrónomos tienen poderosas
razones para creer que el espacio se curva sobre sí mismo, de una forma tan
especial que sólo puede describirse mediante unas matemáticas muy particulares.
Si dibujamos sobre una superficie esférica (la forma de la Tierra) nuestra
geometría varía. Al prolongar ahora los dos lados de un triángulo veremos
primero que se separan, pero a partir de cierto momento convergen y llegan y
encontrarse en el lado opuesto de la esfera.
Supongamos que queremos ir de nuestra propia casa a otra situada en la
misma calle unas manzanas más allá.
Para llegar allí del modo más rápido andamos en línea recta, ya que la
experiencia nos ha enseñado que la línea recta es la distancia más corta entre
dos puntos.
Sin embargo, una superficie de forma distinta exige otra nueva geometría.
Esto nos ayuda a comprender por qué los astrónomos, que creen que el espacio
está curvado de una manera particular, no lo pueden dibujar ni describir
mediante la geometría elemental.
Pero consideremos ahora que queremos viajar en sentido contrario, dando
la vuelta al mundo. Sobre la superficie bidimensional de una carta de Mercator
podemos dibujar nuestro trayecto como una línea recta y seguir el avance del
avión en el que viajamos a lo largo de dicha línea. Pero, en realidad, el
reactor en el cual volamos describe una trayectoria curvilínea, ajustándose a
la curvatura de la superficie terrestre.
Aunque no existe ningún inconveniente en considerar el mundo como plano
si nos interesa solamente una pequeña parte del mismo, en el caso de que se
trate de una parte mayor tenemos que abandonar nuestro concepto de líneas
rectas y pensar en líneas curvas.
Lo mismo sucede con el universo o cosmos. Cuando tratamos del Sistema
Solar o de nuestra propia Galaxia, podemos emplear las matemáticas ordinarias
para medir las distancias en línea recta y considerar las órbitas como curvas,
recurriendo a la geometría elemental que aprendimos en la escuela. Además
podemos medir las distancias a otras galaxias de esta misma forma, hasta el
momento en que empezamos a preguntarnos hacia dónde se expansionan. Es entonces
cuando nos damos cuenta de que nuestras ideas corrientes no son lo
suficientemente buenas. Ello es debido a que la mayoría de nosotros basamos
nuestro concepto del espacio en la observación de objetos relativamente
próximos, como el Sol, los planetas y las estrellas cercanas.
Al recorrer la Tierra debemos pensar en trayectorias curvilíneas,
sencillamente porque nuestro planeta es esférico. De acuerdo con las modernas
ideas sobre el universo, también debemos tener en cuenta que el espacio
presenta curvatura. Aunque todas las galaxias observables parecen alejarse de
nosotros en línea recta, en realidad se desplazan siguiendo trayectorias
curvilíneas, como lo hacen todos los objetos del espacio. Dicha curvatura es
tan pequeña que no es posible detectarla mediante experiencias efectuadas en la
Tierra, ni aun en observaciones llevadas a cabo en regiones “locales’ del
espacio. Sólo cuando consideramos las grandes distancias que se dan en el
universo, de centenares de millones de años-luz, se manifiesta esta curvatura.
Si el espacio está curvado del modo que creen los astrónomos, y si todo
lo que hay en él se mueve siguiendo una trayectoria curvilínea como imaginan,
las cosas continuarán moviéndose para siempre. Puesto que la trayectoria que
describe una galaxia es curvada, nunca llegará al “borde” del espacio. Para
expresarlo de otra forma, consideramos las trayectorias curvilíneas descritas
por las galaxias observables más alejadas y que se cree constituyen el “borde”
de “nuestro” espacio; “nuestro” espacio que no es, desde luego, todo el espacio
existente. Algunos astrónomos opinan que aunque el espacio sea ciertamente muy
grande, sólo hay una determinada cantidad del mismo, denominado universo
finito para indicar que es limitado. Pero al propio tiempo creen que
todas las galaxias que contiene continuarán separándose constantemente unas de
otras. Esto puede suceder muy bien porque el espacio no tiene la sencilla forma
de un globo, sino que está “curvado” de una manera distinta y más compleja.
Dado que no somos capaces de representar esta clase de curvatura, debemos
recurrir al lenguaje de los matemáticos para pensar en él.
Aunque todo esto parezca extraño, hemos de reconocer que el universo ya
es extraño de por sí en diversos aspectos cuando lo medimos con nuestros
patrones terrestres. Sus distancias son imaginablemente grandes y los objetos
que contiene fantásticamente inmensos, por lo que no debe sorprendernos
demasiado el descubrir que no somos capaces de pensar en las enormes distancias
del espacio con la misma facilidad que cuando se trata de distancias
terrestres. Cuando los antiguos intentaron resolver este problema también
encontraron dificultades al tratar de explicar la naturaleza del espacio
utilizando patrones terrestres. Una interpretación describía el universo como
una gran esfera vacía con la tierra en su centro. Desde su posición geocéntrica
el hombre observaba la superficie interior de la esfera, sobre la cual se
desplazaban las estrellas en una procesión ininterrumpida. Pero luego surge una
embarazosa pregunta de qué es lo que hay fuera de la esfera. La respuesta sólo
puede ser “nada”. ¿Cómo explicar este “nada” al plantearnos el problema?
Meliso, un filósofo griego que vivió hacia los años 440 a. C. ya dijo: “No
hay nada vacío, puesto que vacío es nada y lo que es nada no puede existir”.
Si el espacio está realmente curvado el universo puede carecer de
“borde”, es decir, no hay final en el espacio. No es posible llegar a un
“borde” del espacio, cualquiera que sea la forma en que nos movamos, de la
misma manera que un barco tampoco puede llegar a un “borde” del mundo, puesto
que siempre hay un nuevo horizonte. Aunque nuestra Tierra tenga un tamaño
perfectamente determinado, siempre continuará habiendo mundo para ser recorrido
por un barco; y para una galaxia siempre habrá más espacio en el que
expansionarse. Pero debemos ser precavidos con esta afirmación. Los astrónomos
no pueden estar seguros de que sea correcta esta teoría de la curvatura del
espacio. Puede que no sea más correcta que la teoría de los epiciclos, que
Tolomeo y sus seguidores utilizaron para explicar los movimientos aparentes de
los planetas. Sin embargo, realmente se trata de la mejor teoría de que
disponemos en la actualidad, y debemos aplicarla todo lo posible para describir
el universo.
Al aceptar la idea de un universo en expansión pero con ciertas
limitaciones -debemos recordar que nunca podremos observar galaxias situadas a
más de 10.000 millones de años- luz— es necesario tener presente que nuestro
conocimiento del mu verso se fundamenta en las observaciones efectuadas sólo en
una parte del mismo. Henos aquí, por lo tanto, con una de las mayores
dificultades surgidas a raíz del conocimiento actual del universo: ¿La parte
del universo que nunca podremos ver es como la que observamos? ¿El problema
tiene solución? La respuesta es que no deberíamos preocuparnos demasiado, ya
que los astrónomos siempre han dispuesto de unos métodos muy limitados y con
ellos siempre han sacado las mejores conclusiones.
Demos un ejemplo de la marcha de esta manera de razonar. Hace unos 15
años, el astrónomo americano Ralph Baldwin elaboró una teoría para explicar
cómo se formaron los “mares” de la Luna. Dijo que hace unos 4.500 millones de
años una gigantesca roca de 300 km de diámetro, que recorría el espacio a la
velocidad de 2 km/seg, chocó con una fuerza extraordinaria contra la Luna, en
la región denominada Mar de las Lluvias. La cantidad de energía engendrada por
este impacto fue tan grande que enormes ríos de lava salieron del interior del
satélite y cubrieron extensas regiones de su superficie. Aproximadamente la
mitad de la cara de la Luna visible desde la Tierra estaría ocupada por estos
mares de lava solidificada.
Aunque nuestros telescopios sólo muestran los mares lunares de la cara
visible, los astrónomos pensaron en la posibilidad de que también existieran en
la otra cara de la Luna, siempre oculta a nuestras miradas. Algunos astrónomos
opinaron que este lado oculto del satélite debía tener unas características muy
parecidas a las del lado visible. Pero el astrónomo americano I. M. Levitt no
estuvo de acuerdo, anunciando que el lado oculto “es completamente distinto,
siendo más áspero y careciendo de grandes mares”. Consideró que así debía ser
si la teoría de Baldwin era buena.
En el mes de octubre de 1959, cuando el Lunik III, ingenio ruso,
televisó fotografías de la cara oculta de la Luna, se tuvo la confirmación de
que las ideas de Levitt eran correctas.
La conclusión de todo esto es que contando sólo con unos pocos datos de
observación a veces se pueden deducir ciertos hechos, aunque no siempre podamos
disponer de métodos directos para demostrarlos.
Hasta ahora no hemos podido observar más que nuestro propio Sistema
Solar. Pero, ¿significa esto que nuestro sistema es el único o que tales
sistemas son muy raros?
Sabemos que los planetas del Sistema Solar no tienen luz propia, y que
sólo reflejan la que reciben del Sol. También sabemos que el Sol es una
estrella, alrededor de la cual giran todos los planetas de dicho sistema. De
ello podemos deducir inmediatamente que cualquier otro sistema planetario
existente debe estar asociado a una estrella. La siguiente cuestión es
determinar el posible tipo de estrella. Ahora ya no estamos tan seguros de la
respuesta, aunque si podemos afirmar que una gigante roja sería probablemente
demasiado grande. Puesto que la atmósfera gaseosa de tales estrellas se
extiende hasta muchos millones de kilómetros en el espacio, envolvería a la
mayoría de los planetas que giran a su alrededor. Las estrellas de los tipos O
y B son tan extraordinariamente calientes que cualquier planeta que girase a su
alrededor se volatilizaría instantáneamente. Por lo tanto, parece lógico
suponer que cualquier sistema planetario que exista debe pertenecer a otro tipo
de estrellas del tipo G, como el Sol, o del tipo F. Pero tampoco se puede
asegurar que todas las estrellas de estos tipos tengan planetas girando a su
alrededor. Para enfocar mejor la cuestión es necesario considerar cómo empezó a
existir nuestro sistema.
Varias teorías sugieren que los planetas se originaron accidentalmente.
Algunas dicen que fue el resultado del choque con otra estrella o el paso cerca
de ella. Otras suponen que hace mucho tiempo el Sol fue una de las componentes
de un sistema binario y que los planetas se formaron cuando la estrella
compañera se convirtió en nova o experimentó un choque con otra estrella.
Cualquiera que sea la teoría que adoptemos, se supone que los planetas del
Sistema Solar fueron el resultado de una catástrofe. Si alguna de estas teorías
es cierta, la formación de nuestro sistema planetario fue una simple
casualidad, y el número de sistemas planetarios existentes dependería de la
mayor o menor probabilidad de que tal casualidad se repitiese en el universo.
Supongamos que la probabilidad de que a otras estrellas les ocurriera
una catástrofe similar sea extraordinariamente pequeña, por ejemplo en la
proporción de uno a un millón. Puesto que hay más de 10.000 millones de
estrellas de los tipos G y F en nuestra Galaxia, esto representa que 10.000
estrellas pueden haber experimentado una catástrofe similar, y tener por
consiguiente sus propios sistemas planetarios. Y nuestra Galaxia es sólo una
entre mucho millones. Por lo tanto, si alguna de estas teorías es cierta, hay
una gran probabilidad de que exista un elevado número de sistemas planetarios
distribuidos por el universo.
Pero también hemos visto que hay una teoría que se diferencia mucho de
estas últimas al explicar el origen del Sistema Solar: la teoría según la cual
los planetas son condensaciones del polvo y gas “residuales” en la formación
del propio Sol. Si esta teoría es cierta, el origen de un sistema planetario no
es la consecuencia de un suceso catastrófico, y parece lógico que se formen
planetas alrededor de la mayoría de las estrellas a medida que éstas se vayan
condensando. En tal caso existirían miles de millones de sistemas en nuestra
Galaxia e innumerables millones en las galaxias del universo.
Imaginemos por un momento que existen miles de millones de sistemas
planetarios. Podemos plantearnos otra cuestión, relativa a la posibilidad de
que haya vida en alguno de estos planetas y, de haberla, qué clase de vida. Lo
primero que hemos de aclarar es que no tenemos la seguridad de saber cuál es la
respuesta correcta.
En primer lugar debemos preguntarnos qué es lo que entendemos por “vida”
Sin duda alguna todos tenemos una idea de lo que significa, pero es muy difícil
expresarlo con palabras. Hasta los mismos biólogos encuentran difícil explicar
qué es lo que distingue la materia viva de la muerta. Por lo tanto, para
nuestro objeto, es mejor simplificar la pregunta inicial e interrogar: ¿existen
en otros planetas plantas, animales o criaturas parecidas a los seres humanos?
Al llegar aquí, la astrofísica contribuye con algunos importantes
hechos. El primero consiste en que los 92 elementos naturales que conocemos en
la Tierra son los mismos 92 elementos que se encuentran en todo el universo.
Por lo tanto, si las plantas o los animales se han desarrollado en otros
planetas del universo, deben estar constituidos por los mismos elementos que
encontramos en la Tierra.
Cuando estudiamos la constitución de la gran variedad de los seres vivos
sobre la Tierra, observamos que sólo un elemento de los 92 existentes aparece
como átomo básico en toda materia viva: este elemento es el carbono. El carbono
goza de la propiedad de poder constituir moléculas gigantes, enlazándose sus
átomos en cadenas inmensamente largas. A una cadena carbonada, como “columna
vertebral”, pueden unirse otros átomos y formar moléculas muy complejas. Estas
complicadas moléculas de “columna vertebral carbonada” son las piezas
fundamentales en la constitución de la materia viva. Parece, por lo tanto, que
para que exista materia viva, debe haber grandes y complicadas moléculas. La
cuestión es saber ahora si forzosamente deben estar constituidas por carbono, o
si pueden formarse con átomos de otros elementos.
Al parecer no es posible que otros elementos las constituyan. El único
átomo, además del carbono, que puede dar lugar a largas cadenas es el silicio.
Sin embargo, las cadenas de silicio no son tan largas como las de carbono, y si
recurrimos a métodos artificiales para hacerlas más largas inmediatamente se
rompen. Por lo tanto, tenemos la impresión de que nuestro átomo básico es el
carbono. De esto se desprende que podamos afirmar en seguida que hay muchos
lugares en los cuales no pueden existir las plantas y los animales. Cuando la
temperatura es demasiado elevada la molécula de carbono se rompe; cuando es
demasiado baja no se pueden formar nuevas cadenas a partir de moléculas de la
misma clase, pues todos los procesos químicos que tienen lugar en la materia
viva llegan a detenerse. Así podemos asegurar, en definitiva, que ningún ser
viviente, de la clase que sea, puede existir en las estrellas. La temperatura
de las más frías de la serie principal es todavía de 2.000 ºC. La fragilidad de
las moléculas de carbono frente a las altas temperaturas eliminaría también
cualquier clase de vida que existiera en Mercurio, cuya cara vuelta al Sol
llega a alcanzar una temperatura de 370 ºC, suficiente para fundir el plomo, y
cuya cara oscura permanece cerca del cero absoluto. Consideremos ahora los
restantes planetas del Sistema Solar.
Plutón, Neptuno y Urano parecen demasiado fríos, pues las observaciones
indican que sus temperaturas oscilan entre —1.600 y —1.700 ºC. Saturno y
Júpiter no están en mejores condiciones. Presentan densas atmósferas de metano
y amoníaco, y sus temperaturas no son superiores a —135 ºC. Temperaturas tan
bajas como éstas harían que las plantas y los animales careciesen de la energía
necesaria para llevar a cabo las reacciones químicas y otros procesos
imprescindibles para la vida. Por lo tanto, a menos que las temperaturas por
debajo de las densas atmósferas sean mucho más altas de lo que los astrónomos
suponen (lo cual parece improbable) y a menos que haya regiones donde los
venenosos metano y amoníaco estén en menor proporción, debemos considerar a
Júpiter y a Saturno inhabitables para cualquier género de vida.
Ya hemos eliminado a Mercurio, Plutón, Urano, Neptuno, Júpiter y
Saturno; también podemos eliminar los asteroides, pues son demasiado pequeños
para retener ninguna clase de atmósfera. Nos quedan sólo Marte y Venus con
ciertas probabilidades. Sobre la superficie de Marte aparecen grandes zonas de
un color azulverdoso que cambian de tamaño a medida que se suceden las
estaciones marcianas. Cerca de los polos se encuentra agua, en forma de nieve o
hielo, pero las otras regiones del planeta parecen carecer de ella. En las
proximidades del ecuador las temperaturas son a menudo algo superiores a la de
la congelación del agua, y durante el verano llegan hasta los 20 ºC. Los
astrofísicos han encontrado que la relativamente “delgada” atmósfera de Marte
no es venenosa, aunque no la podrán utilizar los astronautas terrestres debido
a su pequeña densidad y a las mínimas proporciones de oxígeno y de vapor de
agua que contiene. La mayor parte de los astrónomos creen que las regiones
azulverdosa son una especie de vegetación, pero esto aún no puede asegurarse.
El astrónomo americano Percival Lowell consideraba a Marte, no sin
cierto romanticismo, como un planeta con seres inteligentes que en la
actualidad se encuentran en las últimas etapas de su vida. Decía que, con el
transcurso de los años, sus reservas de agua se agotan gradualmente. “El
proceso de desecación del planeta proseguirá hasta que su suelo no pueda
mantener vida alguna”, escribió en su libro Marte, el planeta
habitable. “Poco a poco, pero implacablemente, el tiempo lo
pulverizará. Cuando se extinga la última chispa de vida, el planeta seguirá
girando en el espacio como un mundo muerto, para siempre terminada la carrera
de su evolución.” Los astrónomos de hoy no admiten este punto de vista. Aunque
sobre el planeta parece existir una forma de vida rudimentaria, nadie se
atrevería a fijar en qué período de su evolución se encuentra actualmente.
Todo lo que podemos observar en Venus es una atmósfera espesa y cargada
de nubes. Y, al contrario de cuanto ocurre con Marte, continúan siendo un
misterio la naturaleza de la superficie del planeta y su velocidad de rotación.
Los astrónomos no están de acuerdo en cuanto se refiere a la composición de la
atmósfera y de las espesas nubes que flotan sobre ella, aunque parece ser que
hay una gran cantidad de anhídrido carbónico y algo de vapor de agua. Lo que
seguramente es cierto es que la superficie del planeta, sea del tipo que sea,
está probablemente muy caliente, y podría existir alguna clase de vida. Algunos
astrónomos admiten que hay plantas, y otros, creyendo en la existencia de
grandes océanos sobre Venus, han sugerido que muy bien puede haber peces y
otros seres marinos en el planeta.
Resumiendo, todas estas consideraciones nos llevan a la conclusión de
que, en definitiva, de los nueve planetas que giran alrededor del Sol, además
de la Tierra, sólo Marte y Venus parecen estar en condiciones de contener seres
vivos. Si nuestro sistema planetario no es excepcional, esto significa que, por
término medio, uno de cada tres planetas, en cada sistema, puede presentar
condiciones favorables para la vida. Por lo tanto, si no nos equivocamos al
afirmar que hay miles de millones de sistemas planetarios en el universo, es
muy probable que existan muchos millones de planetas con criaturas vivientes de
alguna especie. Ya dijimos que en nuestra Galaxia existen por lo menos 10.000
sistemas planetarios. Luego, si por término medio contienen nueve planetas,
como el Sistema Solar, ¡nuestra Galaxia puede albergar unos 30.000 planetas que
presenten condiciones favorables para el desarrollo de la vida!
Puesto que es grande la probabilidad de que exista toda clase de vida en
otros planetas del universo, debemos considerar la posibilidad de que en ellos
haya seres inteligentes, criaturas con una inteligencia parecida a la nuestra.
De nuevo ahora no podemos tener ni la más remota seguridad de acertar. Sólo
podemos razonar a partir de los conocimientos adquiridos en el estudio de
nuestro Sistema Solar. En éste, uno de los tres planetas capaces de tener seres
vivos, alberga seres inteligentes al propio tiempo. ¿Podemos suponer, en
primera aproximación, que, en cualquier otro sistema, uno de cada tres planetas
que contenga materia viva pueda ser a la vez la morada de criaturas
inteligentes?
Probablemente esto es atar cabos demasiado sueltos. Las criaturas
inteligentes han vivido sobre la Tierra durante un lapso de tiempo muy corto en
comparación con aquel durante el cual han sido favorables las condiciones para
la vida. La Tierra ha existido desde hace unos 4.500 millones de años, y los
hombres con una cierta inteligencia desde hace sólo un millón de años. Si la
vida en otros planetas ha evolucionado siguiendo los mismos derroteros que el
nuestro, debemos preguntar cuántos, de entre los 30.000 planetas que presentan
condiciones favorables "para la vida, se encuentran en el mismo período de
evolución que la Tierra. Nuevamente estamos ante un callejón sin salida;
cualquier valor que diéramos sería una hipótesis.
Todo lo que podemos afirmar es que, si los planetas se forman
normalmente cuando las estrellas se condensan, en nuestra Galaxia hay muchos
más sistemas planetarios de lo que hemos supuesto; y los que contienen seres
inteligentes deben contarse por centenares y hasta por millares. Y en todo el
universo el número debe ser de millones. El hombre no está solo en el universo.
La dificultad estriba en que todavía no hemos sido capaces de probarlo. Además,
no podemos decir qué estrellas tienen planetas en los que puedan vivir seres
inteligentes. ¿Hay alguna forma de saberlo?
Los radioastrónomos han sugerido que tal vez podamos comunicarnos con
dichos seres mediante la radio. Lo que tendríamos que hacer es enviar una serie
de señales radiadas y esperar la contestación. Primero deberíamos decidir en
qué dirección tendrían que enviarse tales mensajes. Lo mejor sería emitirlos en
dirección a algunas estrellas parecidas al Sol en edad, tamaño y temperatura.
También tendríamos que escoger una estrella que estuviera lo suficientemente
próxima, por dos razones. Primero, queremos que nuestro radiomensaje sea
recibido con la mayor intensidad posible, y cuanto más cercanos estén la
estrella y sus planetas más fuerte será la señal recibida. Segundo, debe ser lo
más corto posible el tiempo transcurrido entre el envío de nuestro mensaje y la
recepción de su respuesta. Aunque escojamos la estrella muy próxima a Centauri,
por lo menos tardaríamos nueve años en recibir la respuesta. A la velocidad de
la luz nuestro mensaje radiado tardará cuatro años y medio en recorrer los
40.000.000.000.000 de kilómetros que hay hasta a Centauri, y
luego otros cuatro años y medio para que la respuesta llegue hasta nosotros,
además del tiempo que tardarán los habitantes de a Centauri en
descifrar nuestro mensaje y redactar su contestación. ¡Si escogiéramos una
estrella demasiado alejada, los astrónomos que enviaran el mensaje no vivirían
lo suficiente como para recibir la respuesta!
Dado que desconocemos el lenguaje que puedan emplear los seres
inteligentes de otros planetas, hemos de concretar la clase de mensaje que
podríamos enviarles. Si son lo suficientemente inteligentes como para construir
un radiotelescopio capaz de recibir nuestras señales, conocerán probablemente
las matemáticas. Por lo tanto, en principio, nuestro mensaje podría consistir
en una sucesión de pulsaciones de ondas radioeléctricas, por ejemplo, media
docena a intervalos de medio segundo. Después de una pausa, quizá de medio
minuto, la misma sucesión de pulsaciones podría enviarse de nuevo.
Esta sencilla clave podría repetirse durante uno o dos días, pero
cambiando periódicamente el número de pulsaciones de una sucesión, primero
seis, luego diez, después seis, a continuación diez, y así sucesivamente.
De este modo los radioastrónomos de un planeta que captasen estas
sucesiones se darían cuenta 'de que eran provocadas por otros seres
inteligentes, semejantes a ellos. Tras conocer nuestra existencia,
transmitirían mensajes similares y aún más complejos hacia nosotros. La
aritmética elemental, seguida de la matemática superior, constituiría un primer
idioma interestelar que nos permitiría comunicarnos con los seres de otros
planetas.
Desde luego, todas estas consideraciones se fundan en una serie de cosas
que damos por seguras. Suponemos que otros seres inteligentes tendrán un cierto
grado de desarrollo científico, que se interesarán por la astronomía y que
estarán suficientemente adelantados en la ciencia y en la técnica de la radio
como para construir radiotelescopios. También suponemos que estarán a la
escucha con las mismas longitudes de onda que emplearemos nosotros, y que
cuando reciban nuestro mensaje creerán importante el contestar. Por ahora no
disponemos de un radiotelescopio suficientemente potente como para que podamos
efectuar esta labor eficazmente. Aunque seguramente pronto lo tendremos, de
momento el escaso valor científico de este proyecto no lo hace demasiado
indicado como para gastar mucho tiempo y dinero en él.
§. Los observatorios espaciales
Existen también otras interesantes posibilidades en fase de
experimentación. El envío de observatorios al espacio ha hecho posible que por
vez primera los astrónomos puedan observar el cielo sin que les moleste la
atmósfera terrestre. Se trata de observatorios totalmente automáticos que
incluso pueden repararse mediante órdenes emitidas desde la Tierra, a la que
retransmiten todas sus observaciones. Al conseguir telescopios que trabajen
fuera de la atmósfera terrestre, se podrá estudiar todo el intervalo de
radiaciones electromagnéticas emitidas por el Sol y por las demás estrellas, en
vez de registrar sólo una pequeña parte del mismo.
El telescopio no sólo fotografía el cielo directamente, sino que también
puede utilizarse para efectuar observaciones mediante un espectroscopio. Los
espectros obtenidos se envían a la Tierra de forma parecida a como se hace con
las fotografías telescópicas ordinarias.
Los observatorios espaciales recogen datos de las radiaciones que no pueden
llegar a la superficie de la Tierra. Si lanzamos un observatorio a una
velocidad menor de 8 km/seg, cae de nuevo a la Tierra. Si se envía a 8 km/seg,
gira alrededor de la misma describiendo una órbita circular.
El observatorio que transporta todo este equipo es totalmente
automático, pero si lo desean los astrónomos pueden alterar su programa desde
la Tierra por medio de un control remoto. Una vez puesto en órbita, el satélite
puede enviarnos información durante un largo intervalo de tiempo, pues su
energía eléctrica se engendra mediante baterías solares.
El radiotelescopio también es automático y capaz de ser dirigido desde
la Tierra por control remoto. Una de sus características es que permite al
operador variar la longitud de onda en la que trabaja. Ello hace posible el
estudiar las distintas regiones del cielo a muy diversas longitudes de onda,
muchas de las cuales no pueden llegar a los radiotelescopios terrestres debido
a la atmósfera que nos rodea.
Una de las mayores dificultades que siempre han tenido los astrónomos es
que nuestra atmósfera nunca está tranquila, con sus continuas corrientes de
aire frío y caliente, y de polvo. Esto representa que en los telescopios
ordinarios las imágenes de las estrellas y de los planetas no están nunca
quietas más de una fracción de segundo. El movimiento no es muy grande,
particularmente en los grandes observatorios de montaña, pero sí es suficiente
para disminuir el detalle que un astrónomo puede conseguir en una fotografía,
ya que se necesita un cierto tiempo para exponer una placa.
Esto es particularmente notable en las fotografías de los planetas. Por
muy potentes que sean el telescopio y la cámara utilizados, la fotografía
siempre resulta borrosa y nunca muestra tanto detalle como el conseguido
mirando directamente a través del telescopio.
Con telescopios colocados fuera de la atmósfera terrestre se eliminan
todos los problemas debidos al polvo y a los movimientos del aire.
A velocidades superiores a los 8 km/seg, pero inferiores a los 11 km/seg,
describirá una elipse. (Cuanto más grande sea la velocidad más alargada será la
elipse.) A velocidades aún mayores se moverá según una curva que no se cierra
sobre sí misma.
Más aún, se puede fotografiar la corona solar mucho más fácilmente y
hasta mucho más grande de lo que puede conseguirse en los mejores coronógrafos
situados en las más altas montañas. Ello se debe a que en el espacio, donde no
hay atmósfera que disperse la luz del Sol, se puede observar la corona con toda
su intensidad cuando se bloquea la imagen del disco solar. Además los
telescopios situados en órbita alrededor de la Tierra pueden estudiar la misma
fase desde fuera, suministrando con ello nueva información relativa a la alta
atmósfera.
Por otra parte, la llegada del hombre a la Luna ha permitido no sólo la
recolección de muestras del suelo lunar para su posterior estudio en la Tierra,
sino, lo que es mucho más importante, la instalación de laboratorios muy
completos que han empezado ya a transmitir información a la Tierra. La relativa
facilidad con que el hombre viaja a la Luna y la adaptación demostrada en los
viajes realizados hasta la fecha, hacen pensar en la gran utilidad que para el
futuro tiene nuestro satélite como plataforma de lanzamiento para lanzarse a la
exploración de los demás planetas.
Antes de que finalice este siglo probablemente los hombres habrán
aterrizado sobre Venus y Marte. También podemos esperar que logren volver a la
Tierra y traer consigo descripciones exactas de estos planetas, muestras de los
materiales que los constituyen y los seres vivos que hayan encontrado, junto
con fotografías de lo que hayan visto. Los viajes a través del espacio duran
mucho tiempo. Unos pocos días para llegar a la Luna, cuatro meses para llegar a
Venus, siete meses y medio para situarse sobre Marte. Para llegar hasta Júpiter
se tardarían cinco años y 45 hasta Plutón. ¿Pero podrán los astronautas
explorar alguna vez los planetas de otras estrellas y hasta visitar un día
otras galaxias?
Desgraciadamente, la respuesta parece ser negativa.
No porque el hombre no sea capaz de diseñar un vehículo espacial lo
bastante bueno para realizar tales travesías, sino por la sencilla razón de que
la tripulación no viviría lo suficiente para recorrer las enormes distancias en
cuestión. Aunque los técnicos del futuro consiguieran construir naves
espaciales capaces de desarrollar velocidades próximas a la de la luz. (300.000
km/seg), un viaje de ida y vuelta a la brillante estrella Aldebarán duraría 114
años. Una excursión análoga para visitar Antares requeriría 720 años. Y estas
distancias representan sólo una pequeña fracción del diámetro total (100.000
años-luz) de nuestra propia Galaxia. Un viaje de ida y vuelta a la galaxia
espiral más próxima, la de Andrómeda, requeriría cerca de cuatro millones de años.
Por lo tanto, de no descubrirse algo muy diferente y extraordinario sobre el
espacio o el tiempo —algo ajeno por completo a los dominios de la ciencia
actual- los viajes espaciales de tan larga duración tripulados por el hombre no
se podrán realizar nunca.
Aunque esto sea así, no hay motivo para desilusionarse. Nuestro
conocimiento del espacio se ampliará a miles de millones de años-luz mediante
las pruebas espaciales, lanzando al exterior observatorios desde la Tierra. Es
aquí donde realmente se apoyan nuestras esperanzas de aprender y explorar el
universo. Y ésta es la prometedora aventura que ya hemos empezado.
Los mapas dibujados sobre una superficie plana presentan cierta deformación
de la bóveda celeste, que es curva. Aquí se ven las estrellas alrededor del
polo norte celeste. Las situadas en el círculo interno se extienden hasta los
60º norte (30º del polo); las del círculo externo, hasta los 30º norte (60º del
polo). Si hubiese un tercer círculo que alcanzase hasta el ecuador celeste (90o
del polo), las constelaciones contenidas en él estarían mucho más deformadas.
Aquí se ven las estrellas alrededor del polo sur. Las más lejanas están a
30º sur del ecuador celeste ó 60º del polo.
Este mapa muestra las estrellas situadas a 60º norte y 60º sur del ecuador
celeste. Si lo alargásemos hacia el norte y el sur, se produciría una
importante deformación. La línea curva indica la eclíptica, esto es, el paso
aparente del Sol entre las estrellas fijas.
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